几乎完全由中子构成、具有原子核密度的恒星。这样一颗恒星含有与太阳大致相同的质量，却被压缩成一个直径约10公里的球。

　　1930年代初，萨布拉曼扬·钱德拉塞卡发现，恒星核燃料消耗完后形成的白矮星的质量若大于太阳质量的大约1.4倍，就无法支撑自身来对抗引力坍缩。由此得出当时引起极大争议的结论是，任何已经死亡的恒星若仍含有大于这个钱德拉塞卡极限的质量，将无限制地坍缩成为今天称之为黑洞的东西。中子在1932年被发现后，一些物理学家和天文学家立刻开始思考存在完全由中子构成、密度介于白矮星和恒星质量黑洞之间的恒星的可能性，并且猜测这种恒星的质量可能有一个上限。苏联物理学家列夫·朗道认为所有恒星都可能含有中子“内核”，但随后的计算证明，如果恒星内核的“中子化”真的开始，那将是恒星内区突然坍缩、并在一次爆炸中释放大量引力能的失控过程。这一结果和弗里茨·兹威基关于中子星可能形成于超新星爆发的观点颇为一致。 到了1930年代末，所有这些思想，还有罗伯特·奥本海默和他的学生乔治·弗尔科夫(George Volkoff)的计算，都已公开发表。奥本海默和弗尔科夫的计算证明中子星的质量确有上限，现在称为奥本海默-弗尔科夫极限。任何死亡后的恒星若含有多于3倍太阳的质量，必将无止境地坍缩。然而多数天文学家直到1/4世纪后才认真对待这一有关中子星的思想，而1960年代中期偶然发现的脉冲星终于使他们确信中子星真的存在。 现在人们已经承认这些超密恒星确实形成于超新星爆发。超新星爆发时的强大压力可以造就质量小到只及太阳质量1/10的中子星(任何质量更小的恒星在试图成为中子星的过程中将变成小白矮星，因为有些中子通过β衰变转化为质子)。某些中子星可能是质量接近钱德拉塞卡极限的白矮星演变而成的，如果后者吸积足够的多余物质(比如从双星系统中的伴星)，使得质量超过这一极限的话。

　　中子星有一个铁和类似元素(见核合成)构成的外壳，它的下面是“正常”中子区;再往下则是流体区，其主要成分是超流中子;还可能有一个夸克组成的中心内核。中子星物质的密度是白矮星的100万倍，水的1 000万亿倍，所以每立方厘米中子星物质重达10亿吨左右。