關於恒星晚期演化的預言
40年代和50年代，恒星能量生成的理論取得了巨大的成功，同時也成了研究恒星演化的理論基礎。不過在那個時候，恒星的演化即使在天文學家的心目中，也隻是指主星序階段的演化。這個時期的恒星，能量的“收支”基本上是處於平衡的，至於核燃料消耗完以後的恒星晚期將如何演化，這個問題的重要性是很少有人認識到的。
當時關於恒星演化到晚期以後的情況，人們所知道0主要是關於白矮星的知識。在赫羅圖上，白矮星位於主星序的左下方，它們的主要代表，也是最初確定的一顆是天狼星的伴星，早在100年前就發現了。根據它同天狼星相互繞轉的軌道運動的分析，知道這顆星質量同太陽差不多，但光度卻隻有太陽的2%，說明它的體積隻有地球那麼大，因此它的密度達每立方厘米100千克以上。
這麼高的密度在地球上是難以想象的，一時成了人們經常談論的奇聞。到了20年代，提出量子力學，人們才認識到這種高密度物質狀態的本質。原來，在恒星穩定地燃燒核燃料時，是靠著核反應產生的輻射和熱壓力同它自身的引力相抗衡來維持平衡的。核燃料燒完之後，恒星是不是會在自引力作用下無限製地收縮下去呢？不會的，當星體收縮到一定程度，在那樣的高密度下，會出現一種叫做電子簡並壓的壓力，隻要恒星的質量在大約1.3倍太陽質量以下，這種壓力就能成功地抵抗住恒星的自引力。為了說明這種壓強的來源，我們還得首先介紹兩條量子力學原理。一條是泡利不相容原理，即在一個係統中不可能有兩個電子處於完全相同的狀態。這個原理是用原子結構說明元素周期表的性質時，總是把電子從內到外填充到一層層軌道上去，不允許在同一狀態上填兩個電子；另一條原理是測不準原理，即當電子處於某個狀態時，它的位置確定得越準確，則其動量值變化的範圍就越大。在恒星晚期的高密度下，按泡利不相容原理，電子不可能被壓擠在相同的狀態中，但由於體積很小，因而每個電子分配到的空間就很小，也就是位置定得較準確，於是根據測不準原理，它們的平均動量值就變得很大，因而動能也就很大。正如氣體中分子動能越大，則壓力越高一樣，這種狀態下電子“氣”的壓強也很大，這就是電子簡並壓的來曆。電子簡並壓與恒星的自引力相抗衡，使星體處於一種新的平衡狀態，如此形成的天體就是白矮星。
但是有少數物理學家卻不是這樣想。1932年發現中子以後不久，前蘇聯物理學家朗道就猜測，既然中子和電子一樣服從泡利不相容原理，那麼由中子的簡並壓同引力相平衡也將形成一種穩定的狀態，這是關於中子星的最初預言。1934年，美國的巴德和茨維基根據天文觀測指出，宇宙中有時會發生一種“超新星”的現象。他們在一篇簡短，的文章中指出，“超新星代表了普通恒星向中子星的過渡階段，中子星在其最後階段是由緊擠在一起的中子組成的。”這樣，他們把中子星同超新星相聯係起來，正式提出中子星的假設。1939年，奧本海默等人對中子星的結構作了詳細的計算。根據這些預言，中子星的直徑隻有幾十千米，質量卻比太陽還要大一些。這樣的天體密度比白矮星又高一億倍以上。對於許多人來說，白矮星的密度已經使他們驚歎不已了，中子星這樣髙密度的天體更加是想都不敢想的了，所以在那些預言發表以後的幾十年間，很少有人認真對待它們。它們被當作異想天開的物理遊戲而受到人們譏諷，漸漸地被科學界所遺忘了。
但是事隔30年之後，原來受到譏諷的預言卻得到了證實。中子星真的被找到了！在這天文學史上是值得大書特書的一件事情。
“小綠人”的故事
1967年，英國劍橋大學天文學家建造了一架射電望遠鏡。這架新望遠鏡是為了利用行星際閃爍現象來研究射電源而設計製造的。行星際閃爍同我們常說的星星“眨眼”現象有點類似。當星光通過地球的大氣時，由於大氣中的不均勻起伏現象，使我們看起來星星發出的光一閃一閃的，似乎在眨眼睛。這種閃爍現象同發光體相對於我們的角尺寸(我們觀察發光體時視線所張開的角度）有關。恒星離我們很遠，基本上是一個點，因而易發生閃爍；而行星較近，望遠鏡中看起來是一個圓麵，因而不易看到閃爍。在射電波段也有類似的現象，不過這種閃爍不是大氣造成的，而是由充滿行星際空間的太陽風引起的。行星際閃爍也同射電源的角尺寸有關，甚至可以提供計算射電源角直徑的方法。劍橋大學新建的望遠鏡就是為此目的而建造的。因為行星際閃爍在低頻段較顯著，所以望遠鏡的工作波段為81.5兆赫，又因為閃爍是很快的，所以望遠鏡應有很髙的-時間分辨率。但這樣一來，信號與噪聲比就較小了，於是隻能增大望遠鏡的接收麵積。落成後的望遠鏡占地將近2萬平方米，是一個16x128個偶極天線組成的天線陣。