Neutronensterne umfassen einen der möglichen evolutionären Endpunkte von Sternen mit hoher Masse. Sobald der Kern des Sterns vollständig zu Eisen verbrannt ist, stoppt die Energieproduktion und der Kern bricht schnell zusammen, wobei Elektronen und Protonen zu Neutronen und Neutrinos zusammengedrückt werden. Die Neutrinos entweichen leicht aus dem kontrahierenden Kern, aber die Neutronen packen näher zusammen, bis ihre Dichte der eines Atomkerns entspricht., An diesem Punkt nehmen die Neutronen den kleinstmöglichen Raum ein (ähnlich den Elektronen in einem weißen Zwerg) und üben, wenn der Kern weniger als etwa 3 Sonnenmassen beträgt, einen Druck aus, der einen Stern tragen kann. Bei größeren Massen kann selbst der Druck von Neutronen den Stern nicht gegen die Schwerkraft stützen und er kollabiert in ein stellares Schwarzes Loch. Ein durch Neutronendegenerationsdruck unterstützter Stern wird als „Neutronenstern“ bezeichnet, der als Pulsar angesehen werden kann, wenn sein Magnetfeld günstig auf seine Spinachse ausgerichtet ist.,

Neutronensterne sind extreme Objekte, die zwischen 10 und 20 km messen. Sie haben Dichten von 1017 kg/m3(die Erde hat eine Dichte von etwa 5×103 kg / m3 und sogar weiße Zwerge haben Dichten über eine Million Mal weniger), was bedeutet, dass ein Teelöffel Neutronensternmaterial etwa eine Milliarde Tonnen wiegen würde. Der einfachste Weg, dies vorzustellen, besteht darin, sich vorzustellen, die doppelte Masse der Sonne in ein Objekt von der Größe einer kleinen Stadt zu drücken!, Das Ergebnis ist, dass die Schwerkraft an der Oberfläche des Neutronensterns um 1011 stärker ist als das, was wir hier auf der Erde erleben, und ein Objekt müsste sich mit etwa der Hälfte der Lichtgeschwindigkeit bewegen, um dem Stern zu entkommen.

Der Krabbenpulsar und Nebel bildeten sich in einer Supernova-Explosion, die erstmals 1054 von chinesischen Astronomen bemerkt wurde. Dieses Röntgenbild zeigt den Pulsar und den Nebel, der hauptsächlich durch den Verlust von Rotationsenergie durch den Neutronenstern angetrieben wird.
Credit: NASA/CXC/ASU/J. Hester et al.,

Neutronensterne, die in einer Kernkollaps-Supernova-Explosion geboren wurden, rotieren infolge der Erhaltung des Drehimpulses extrem schnell und haben aufgrund der Erhaltung des Magnetflusses unglaublich starke Magnetfelder. Der relativ verlangsamende rotierende Kern des massiven Sterns erhöht seine Rotationsrate enorm, wenn er zusammenbricht, um den viel kleineren Neutronenstern zu bilden. Dies ist analog zum erhöhten Spin eines Eiskaters, wenn sie ihre Masse um ihre Spinachse konzentriert, indem sie ihre Arme nahe an ihren Körper bringt., Gleichzeitig werden die Magnetfeldlinien des massiven Sterns näher zusammengezogen, wenn der Kern zusammenbricht. Dies verstärkt das Magnetfeld des Sterns auf etwa das 1012-fache des Erdmagnetfeldes.

Das Ergebnis ist, dass Neutronensterne bei der Geburt bis zu mindestens 60 Mal pro Sekunde rotieren können. Wenn sie Teil eines binären Systems sind, können sie diese Rotationsrate durch die Anreicherung von Material auf über 600 Mal pro Sekunde erhöhen!, Neutronensterne, die durch Strahlungsprozesse Energie verloren haben, rotieren so langsam wie einmal alle 8 Sekunden, während sie immer noch Radioimpulse beibehalten, und Neutronensterne, die durch Winde in Röntgensystemen gebremst wurden, können Rotationsraten haben so langsam wie einmal alle 20 Minuten. Beobachtungen zeigen auch, dass sich die Rotationsrate isolierter Neutronensterne im Laufe der Zeit langsam ändert und im Allgemeinen abnimmt, wenn der Stern altert und die Rotationsenergie durch das Magnetfeld an die Umgebung verloren geht (obwohl gelegentlich Störungen beobachtet werden)., Ein Beispiel ist der Krabbenpulsar, der seinen Spin mit einer Geschwindigkeit von 38 Nanosekunden pro Tag verlangsamt und genügend Energie freisetzt, um den Krabbennebel anzutreiben.

Schematische Darstellung eines Pulsars, der die Fehlausrichtung zwischen der Rotationsachse und den von den Magnetpolen emittierten Strahlungsstrahlen zeigt.

Astronomen messen diese Rotationsraten, indem sie elektromagnetische Strahlung erkennen, die durch die Pole des Magnetfeldes ausgestoßen wird., Diese magnetischen Pole sind im Allgemeinen falsch mit der Rotationsachse des Neutronensterns ausgerichtet und so fegt der Strahlungsstrahl herum, während sich der Stern dreht. Dies ist ähnlich wie der Lichtstrahl eines Leuchtturms, der herumfegt. Wenn die Erde auf dem Weg des Strahls liegt, sehen wir den Neutronenstern / Pulsar. Wenn nicht, sehen wir nur den supernova-überrest. Dies erklärt auch schön die Tatsache, dass wir keinen Pulsar in jedem Supernova-Überrest sehen.
Neutronensterne existieren nicht unbedingt isoliert, und diejenigen, die Teil eines binären Systems sind, emittieren normalerweise stark in Röntgenstrahlen., Röntgen-Binärdateien resultieren typischerweise aus der Übertragung von Material von einem Hauptsequenzbegleiter auf den Neutronenstern, während Gammastrahlenausbrüche von kurzer Dauer vermutlich aus der Fusion zweier Neutronensterne resultieren.

Die Existenz von Neutronensternen infolge Supernova-Explosionen wurde 1933, ein Jahr nach der Entdeckung des Neutrons als Elementarteilchen, vorläufig vorhergesagt. Erst 1967 beobachtete Jocelyn Bell die periodischen Impulse der Funkemission, die für Pulsare charakteristisch waren., Es sind jetzt über 1,300 Neutronensterne bekannt und es wird vorausgesagt, dass sie in der Scheibe der Milchstraße existieren.