Rozważa się kilka możliwości składu materii gęstej w wewnętrznym jądrze gwiazdy neutronowej i wynikające stąd równania stanu: materia nukleonowa o składzie takim samym jak w jądrze zewnętrznym, materia hiperonowa zawierająca domieszkę hiperonów Λ i Σ−, kondensaty pionów, kondensaty kaonów, materia kwarkowa złożona z kwarków u i d oraz kwarków dziwnych s.
Teoretyczne modele budowy gwiazd neutronowych weryfikuje się obserwacyjnie, mając do dyspozycji tzw. krzywe chłodzenia, czyli zmiany temperatury powierzchniowej gwiazdy w funkcji czasu. W początkowym etapie swego życia gwiazda neutronowa chłodzi się dzięki emisji neutrin, zaś tempo ich produkcji silnie zależy od stanu materii w jądrze gwiazdy. Pojemność cieplna wnętrza gwiazdy i emisja neutrin zależy od tego, czy w jądrze występuje nadciekłość. Powierzchnia gwiazdy chłodzi się dzięki emisji fotonów z powierzchni, głównie w zakresie rentgenowskim. Przewodnictwo cieplne na powierzchni gwiazdy i jej temperatura zależą także od obecności pola magnetycznego oraz ewentualnej warstwy materii zakreowanej z towarzysza, jeśli gwiazda znajduje się w układzie podwójnym.