neutronstjerner udgør et af de mulige evolutionære endepunkter for højmassestjerner. Når stjernens kerne er helt brændt til jern, stopper energiproduktionen, og kernen kollapser hurtigt, klemmer elektroner og protoner sammen for at danne neutroner og neutrinoer. Neutrinoerne slipper let for den kontraherende kerne, men neutronerne pakker tættere sammen, indtil deres densitet svarer til en atomkerne., På dette tidspunkt optager neutronerne det mindste mulige rum (på lignende måde som elektronerne i en hvid dværg), og hvis kernen er mindre end omkring 3 solmasser, udøver de et tryk, der er i stand til at understøtte en stjerne. For masser, der er større end dette, kan selv trykket af neutroner ikke understøtte stjernen mod tyngdekraften, og det kollapser i et stjernesort hul. En stjerne understøttet af neutrondegenerationstryk er kendt som en’ neutronstjerne’, som kan ses som en pulsar, hvis dens magnetfelt er positivt justeret med sin spinakse.,

neutroner stjerner er ekstreme objekter, der måler mellem 10 og 20 km på tværs. De har tætheder på 1017 kg/m3(Jorden har en densitet på omkring 5 103 103 kg / m3 og endda hvide dværge har tætheder over en million gange mindre), hvilket betyder, at en teskefuld neutronstjernemateriale ville veje omkring en milliard tons. Den nemmeste måde at forestille sig dette på er at forestille sig at klemme to gange Solens masse ind i et objekt på størrelse med en lille by!, Resultatet er, at tyngdekraften ved neutronstjernens overflade er omkring 1011 stærkere end det, vi oplever her på jorden, og et objekt skulle rejse med cirka halvdelen af lysets hastighed for at flygte fra stjernen.

Krabbe pulsar og tågen er dannet i en supernova eksplosion først bemærket af Kinesiske astronomer i 1054. Dette røntgenbillede viser pulsaren og tågen, der hovedsageligt drives gennem tabet af rotationsenergi fra neutronstjernen.
kredit: NASA/C .c/ASU/J. Hester et al.,

født i en supernovaeksplosion i kernekollaps roterer neutronstjerner ekstremt hurtigt som en konsekvens af bevarelsen af vinkelmoment og har utroligt stærke magnetfelter på grund af bevarelse af magnetisk Flu.. Den relativt langsomme roterende kerne i den massive stjerne øger sin rotationshastighed enormt, da den kollapser for at danne den meget mindre neutronstjerne. Dette svarer til den øgede spin af en iceskater hvis hun koncentrerer sin masse omkring hendes spin akse ved at bringe hendes arme tæt på hendes krop., Samtidig trækkes magnetfeltlinjerne i den massive stjerne tættere sammen, når kernen kollapser. Dette intensiverer stjernens magnetfelt til omkring 1012 gange Jordens.

resultatet er, at neutronstjerner kan rotere op til mindst 60 gange i sekundet, når de fødes. Hvis de er en del af et binært system, kan de øge denne rotationshastighed gennem tilvækst af materiale til over 600 gange i sekundet!, Neutronstjerner, der har mistet energi gennem strålingsprocesser, er blevet observeret at rotere så langsomt som en gang hvert 8.sekund, mens de stadig opretholder radioimpulser, og neutronstjerner, der er bremset af vind i røntgensystemer, kan have rotationshastigheder så langsomme som en gang hvert 20. minut. Observationer afslører også, at rotationshastigheden for isolerede neutronstjerner langsomt ændrer sig over tid, generelt faldende efterhånden som stjernen ældes, og rotationsenergi går tabt til omgivelserne gennem magnetfeltet (selvom der lejlighedsvis ses fejl)., Et eksempel er Krabbepulsaren, der bremser sit spin med en hastighed på 38 nanosekunder om dagen, hvilket frigiver nok energi til at drive Krabbetågen.

Skematisk af en pulsar, der viser misforholdet mellem rotationsaksen og stråling stråler, der udsendes fra de magnetiske poler.

astronomer måler disse rotationshastigheder ved at detektere elektromagnetisk stråling, der udstødes gennem magnetfeltets poler., Disse magnetiske poler er generelt forkert justeret med rotationsaksen for neutronstjernen, og strålingsstrålen fejer rundt, når stjernen roterer. Dette er stort set det samme som lysstrålen fra et fyrtårn, der fejer rundt. Hvis jorden ligger i bjælkens vej, ser vi neutronstjernen/pulsaren. Hvis ikke, ser vi kun supernovaresten. Dette forklarer også pænt, at vi ikke ser en pulsar i hver supernova-rest.
neutronstjerner findes ikke nødvendigvis isoleret, og dem, der udgør en del af et binært system, udsender normalt stærkt i røntgenstråler., X-ray binære filer typisk skyldes overførsel af materiale fra en hovedsekvens følgesvend på neutronstjernen, mens kortvarig gammastråle brister menes at være resultatet af fusionen af to neutronstjerner.

eksistensen af neutronstjerner som et resultat af supernovaeksplosioner blev foreløbigt forudsagt i 1933, et år efter opdagelsen af neutronen som en elementær partikel. Det var dog først i 1967, at Jocelyn Bell observerede de periodiske pulser af radioemissionskarakteristika for pulsarer., Der er nu over 1.300 neutron stjerner kendt og omkring 105 forventes at eksistere i skiven af Mælkevejen.