Po opuštění hlavní posloupnosti se hvězda mění v obra či veleobra, tj. její poloměr se zvětší 100 - 1000x. Rozpínající se horní vrstvy přetékají Rocheovu mez a padají k pulsaru, jako do hlubokého gravitačního kráteru. Řítící se plasma dopadá nejdříve do akrečního disku. Disk se zahřívá na vysokou teplotu a je zdrojem intenzivního rentgenového záření. Dopad žhavého plazmatu z rychle rotujícího disku na povrch pulsaru urychluje rotaci a zkracuje periodu pulsů až na tisíciny sekundy. Tak vznikají nesmírně rychle rotující milisekundové pulsary. Když ustane přísun plazmatu z plazmové hvězdy, tak se začne pulsar zpomalovat a stihne ho osud osamoceného pulsaru.





Značení
Zpočátku byly pulsary označovány jako LGM (Little Green Men).
Dnes se pulsary označují symbolem PSR a polohou na obloze udanou rovníkovými souřadnicemi. Tak např. pulsar na souřadnicích RA = 19°19´ a DE = +21° bude označen jako PSR 1919+21.
Fyzikální vlastnosti
Neutronové hvězdy, vznikající z některých supernov, jsou velmi husté (dosahují hodnot až jaderné hustoty 1010 kg/cm3 až 1012 kg/cm3), protože protony a elektrony tvořící normální hmotu byly vtlačeny do neutronů a jiných exotických subatomárních částic. V jádře neutronové hvězdy se nacházejí i podivné částice (hyperony).
Hmota neutronové hvězdy je nejhustší známá forma hmoty. Kousek povrchu neutronové hvězdy o hmotnosti flotily válečných lodí by teoreticky mohl být dost malý na to, aby se vešel do dlaně.
Neutronové hvězdy v binárních systémech sice dovolují astronomům změřit svoji hmotnost, odhadnout jejich průměr je však mnohem obtížnější (uvádí se hodnoty poloměru okolo 10 km až 100 km. Protože neutronové hvězdy v těchto systémech získávají hmotu od svých doprovodných hvězd, světlo nepřichází výhradně z jejich povrchu, ale také z výtrysků, disků a jiných jevů, objevujících se kolem nich. To může odhady velikosti znepřesnit.
Charakteristická je rychlá rotace a silné magnetické pole.
Doba mezi dvěma záblesky (perioda) pulsaru může být několik málo milisekund až několik sekund. Trvání jednotlivých impulsů dosahuje přibližně 5% periody. Pozorované náhlé zkrácení periody impulsů je možné vysvětlit pouze náhlou změnou periody rotace samotné neutronové hvězdy, a tedy náhlým zmenšením jejího momentu setrvačnosti, což může být způsobeno náhlou poruchou struktury hvězdy, hvězdotřesením.
Z frekvence pulsů je možné odvodit rotační rychlost.

Výskyt
V naší galaxii by mohlo existovat okolo sta miliónů neutronových hvězd.