中性子星の質量は約1.4太陽質量（チャンドラセカール限界）以上、約3太陽質量までの範囲である。これより重い場合には重力が中性子の縮退圧に打ち勝って極限まで収縮し、ブラックホールになる。中性子星を構成する物質は密度が非常に高いという特徴があり、角砂糖1個分で数億トンもの質量を持つ。また、重力崩壊によって非常にコンパクトに圧縮された結果として、角運動量保存の法則によって元の恒星よりも遥かに高速に回転している。典型的な自転周期は30秒から1/100秒である。
中性子星に強い磁気がある場合、その磁極から電磁波を出している。そして、2つの磁極（地球でいう地磁気上の北極と南極）を結ぶ線が自転軸と一致していない場合、中性子星が高速で自転していれば、電磁波が放出する方向を変えながら放たれるので、パルサーとなる。中性子星自身は可視光線を発していないため、パルサーとして実在が確認された。
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さらに最近では、中性子星より密度の高い、クォークで出来たクォーク星が提案され、その候補となる星（みなみのかんむり座の星）も見つかっている。
1933年、フリッツ・ツビッキーとウォルター・バーデが中性子星のモデルを初めて提唱した。1967年アントニー・ヒューイッシュとジョスリン・ベルが、パルサーとして中性子星を発見した。