پس از اینکه یک ابرنواختر نوع دو رخ داد،قسمتی از هسته ستاره باقی می ماند. اگر جرم هسته باقیمانده کمتر از سه برابر جرم خورشید باشد تبدیل به یک ستاره نوترونی می شود.
این ستاره حداقل جرمی معادل ۱.۴ جرم خورشید را در کره ای که شعاع آن حدود ۱۰ تا ۱۵ کیلومتر است نگه می دارد. در واقع در این حالت فشار الکترونی دیگر نمی تواند مانع انقباض نهایی هسته ستاره شود. چنین ستاره ای آنچنان فشرده می شود که قطرش به حدود ۳۲ کیلومتر و چگالی اش به رقم گیج کننده ۲۰۰ میلیون تریلیون گرم بر سانتی متر مکعب خواهد رسید. اما اگر قطر ستاره نوترنی فقط چند کیلومتر باشد، چگونه می توانیم به وجود آنها پی ببریم؟
در سال ۱۹۶۷ جوسلین بل به هنگام مطالعه روی چشمه های نشر امواج رادیویی پی به رویدادی برد که آن را تکه بی ارزش نامید. یعنی یک موجک رادیویی تکراری که به نظر می رسد به همان نقطه در آسمان که بازگردیم تکرار می شود. می دانیم که زمین با دوره تناوب ۲۳ ساعت و ۵۶ دقیقه نسبت به ستارگان می چرخد، بنابراین هر چشمه گسیل موج که در بیرون از منظومه شمسی باشد باید در این مدت دقیقا دوباره آشکار شود، با این فرض که یک رادیو تلسکوپ در مکان ثابتی نسبت به زمین قرار گرفته باشد. اتومبیلی که به سمت این آنتن حرکت می کند می تواند یک اختلال رادیویی مشابه ایجاد کند زیرا شمع های اتومبیل هنگام جرقه زدن نوفه رادیویی ایجاد می کنند. بنابراین یک پژوهشگر باید اطمینان حاصل کند که تمام چشمه های رادیویی انسانی را حذف کرده است. ثبت داده های بل نشان داد که پس از ۲۳ ساعت و ۵۶ دقیقه این اختلالات عینا تکرار می شود.
در عصر جدید ایده وجود موجودات هوشمند در همه جای کیهان ایده ای متداول است. این تصور در اندیشه افرادی که در کشف بل با او سهیم بودند خطور کرد و به همین خاطر آنها نام این چشمه ها را مردان سبز کوچک نامیدند. آنها سپس نتیجه گرفتند که برخی پدیده های طبیعی می تواند منشاء این چشمه های تپنده رادیویی باشد که به آنها نام تپنده ها را دادند. نخستین تپنده Cp 1919 نام گرفت (۱۹۱۹ یعنی دوره تناوب آن ۱۹ ساعت و ۱۹ دقیقه است). تاکنون ستاره شناسان چند صد تپنده را فقط در کهکشان راه شیری شناسایی کرده اند. جستجو برای یافتن یک همتای مرئی مربوط به این تپ اختران آغاز شد ولی در کوتاه مدت هیچ کس چیزی پیدا نکرد. بزودی حدس و گمان درباره منشاء این علائم شکل های مختلفی به خود گرفت. بیش ترین نظریه ها این چشمه ها را یک ستاره تپنده یا یک دستگاه چرخان پیشنهاد کردند. مدل های نظری به گونه ای طراحی شده بودند که دوره برگشت سریع علامت را به حساب آوردند، بیشتر این گونه مدل ستاره ها و یا دستگاه های خیلی کوچک و چگال بودند، اما هیچکدام از آن نظریه ها حساب کشف تپ اختر بعدی را نکرده بودند.
در سال ۱۹۶۹ دینسی و تیلور در رصدخانه ی استوارد دانشگاه آریزونا یک ستاره مرئی روشن را در سحابی خرچنگ کشف نمودند که یک تپ احتر بود. این تپ اختر با نام Np 0532 دوره تناوبی در حدود ۰.۰۳۳۳ ثانیه داشت؛ یکی از کوتاه ترین دوره تناوب های شناخته شده بود و بنابراین درخشش نور مرئی اش آنچنان سریع بود که بتوان با چشم آشکار شود و وسیله ویژه ای برای ثبت پیام های رادیویی خیلی سریع آن تپ اختر ابداع شد. چندی بعد در رصدخانه لایک دانشگاه کالیفرنیا یک روزنه چرخشی مخصوص طراحی شد که به ستاره شناسان اجازه میداد تا از این تپ اختر عکسبرداری کنند و نشان دهند که این شی ء در نیمی از زمان روشن و در نیمه دیگر خاموش است. تپ اختر No 0532 یک شی ء با قدر ۱۸ است و درخشش هایش معادل قدر ۱۵ می باشد. هیچکدام از مدل های موجود ستاره های تپنده نتوانستند تبش سریع این نوع ستاره را توضیح دهد و ایده های جدید امکان وجود یک ستاره چرخشی را پیشنهاد می کرد.
تقریبا هر ستاره ای به آهستگی می چرخد. برای مثال خورشید در یک دوره کمتر از یک ماه یکبار به دور محورش می چرخد. هنگامی که یک ستاره در پایان عمر منقبض شده و به صورت یک ستاره نوترونی در می آید دوره چرخش آن کوتاه تر شده و خیلی سریعتر منقبض شده و تندتر و تندتر می چرخد. بنابراین ستاره ای که در خلال مرحله رشته اصلی خود به آرامی می چرخید می توان انتظار داشت که در مرحله ی انقباضش بسیار تند بچرخد. بنابراین مدل امروزی تپ اختر یک ستاره نوترونی با چرخش سریع است. تپ اختر Np 0532 در هر ثاتیه ۳۰ بار می چرخد و دوره تناوب تپ های تابشی اش با دوره تناوب چرخشش برابر است. این مدل از تپ اخترها براساس طبیعت تابش آنها مشخص می شوند، تابشی که به شدت قطبی و دارای طیف پیوسته است. منشاء این نوع تابش به هیچ وجه نمی تواند فرایندهای گرما هسته ای یک ستاره عادی باشد در عوض این مشخصه فرایندی از یک ستاره سرد است، ستاره ای که انرژی باقیمانده اش بصورت انرژی چرخشی و میدان مغناطیسی قوی اش در آمده است.
تقریبا همه ستارگانی که دارای یک میدان مغناطیسی هستند وقتی چگالیده می شوند میدان های مغناطیسی شان با چگالیده شدن آنقدر قوی می شود که یک میلیارد بار قوی تر از میدان هایی هستند که در سطح زمین به وجود می آید. هنگامی که الکترون های سریع وارد یک میدان مغناطیسی می شوند بیشتر تمایل دارند به دور خطوط میدان بچرخند تا این که این خطوط را قطع کنند. این حرکت گردشی در الکترون ها شتاب ایجاد می کند و می دانیم هنگامی که یک ذره باردار شتاب می گیرد و تابش الکترومغناطیسی انجام می دهد.
این نوع تابش را تابش سینکروترونی می گویند زیرا این امر اولین بار در یک شتاب دهنده ذرات به نام سینکروترون مشاهده شده است. به نظر می آید پیام های رادیویی و نوری از تپ اختر سحابی خرچنگ از چنین فرایندی ناشی شده است. امروزه اخترشناسان تقریبا بر این عقیده اند که تپ اختران در واقع ستارگان نوترونی چرخانند. به دلیل میدان گرانش قوی اطراف ستاره نوترونی ممکن است این ستاره ماده را از ستاره همدم بزرگ تر خود جذب کند. چنین ماده ای در فرایند گرم شدن و برانگیخته شدن پرتو ایکسی تولید می کند که ما می بینیم. میدان مغناطیسی ستاره نوترونی در حال دوران انرژی را به شکل تپ هایی متمرکز می کند.
