Las estrellas de neutrones comprenden uno de los posibles puntos finales evolutivos de las estrellas de alta masa. Una vez que el núcleo de la estrella se ha quemado completamente en hierro, la producción de energía se detiene y el núcleo colapsa rápidamente, apretando electrones y protones para formar neutrones y neutrinos. Los neutrinos escapan fácilmente del núcleo que se contrae, pero los neutrones se acumulan más juntos hasta que su densidad es equivalente a la de un núcleo atómico., En este punto, los neutrones ocupan el espacio más pequeño posible (de manera similar a los electrones en una enana blanca) y, si el núcleo es inferior a aproximadamente 3 masas solares, ejercen una presión que es capaz de soportar una estrella. Para masas más grandes que esto, incluso la presión de los neutrones no puede soportar a la estrella contra la gravedad y colapsa en un agujero negro estelar. Una estrella soportada por la presión de degeneración de neutrones es conocida como «estrella de neutrones», que puede ser vista como un púlsar si su campo magnético está favorablemente alineado con su eje de espín.,
Las estrellas de neutrones son objetos extremos que miden entre 10 y 20 km de diámetro. Tienen densidades de 1017 kg / m3 (La Tierra tiene una densidad de alrededor de 5×103 kg/m3 e incluso las enanas blancas tienen densidades más de un millón de veces menos), lo que significa que una cucharadita de material de estrellas de neutrones pesaría alrededor de mil millones de toneladas. La forma más fácil de imaginar esto es imaginar exprimir el doble de la masa del sol en un objeto del tamaño de una pequeña ciudad!, El resultado es que la gravedad en la superficie de la estrella de neutrones es alrededor de 1011 más fuerte que lo que experimentamos aquí en la Tierra, y un objeto tendría que viajar a aproximadamente la mitad de la velocidad de la luz para escapar de la estrella.
nacidas en una explosión de supernova de colapso de núcleo, Las estrellas de neutrones giran extremadamente rápidamente como consecuencia de la conservación del Momento angular, y tienen campos magnéticos increíblemente fuertes debido a la conservación del flujo magnético. El núcleo de rotación relativamente lento de la estrella masiva aumenta su velocidad de rotación enormemente a medida que colapsa para formar la estrella de neutrones mucho más pequeña. Esto es análogo al aumento del giro de un iceskater si concentra su masa alrededor de su eje de giro acercando sus brazos a su cuerpo., Al mismo tiempo, las líneas de campo magnético de la estrella masiva se acercan más a medida que el núcleo colapsa. Esto intensifica el campo magnético de la estrella a alrededor de 1012 veces el de la Tierra.
el resultado es que las estrellas de neutrones pueden rotar al menos 60 veces por segundo cuando nacen. Si son parte de un sistema binario, pueden aumentar esta tasa de rotación a través de la acreción de material, a más de 600 veces por segundo!, Se ha observado que las estrellas de neutrones que han perdido energía a través de procesos radiativos giran tan lentamente como una vez cada 8 segundos mientras mantienen pulsos de radio, y las estrellas de neutrones que han sido frenadas por los vientos en los sistemas de rayos X pueden tener tasas de rotación tan lentas como una vez cada 20 minutos. Las observaciones también revelan que la velocidad de rotación de estrellas de neutrones aisladas cambia lentamente con el tiempo, generalmente disminuyendo a medida que las edades de las estrellas y la energía de rotación se pierde en los alrededores a través del campo magnético (aunque ocasionalmente se observan fallas)., Un ejemplo es el púlsar del Cangrejo, que está desacelerando su giro a una velocidad de 38 nanosegundos por día, liberando suficiente energía para alimentar la nebulosa del Cangrejo.
Los astrónomos miden estas tasas de rotación detectando la radiación electromagnética expulsada a través de los polos del campo magnético., Estos polos magnéticos generalmente están desalineados con el eje de rotación de la estrella de neutrones y, por lo tanto, el haz de radiación se desplaza a medida que la estrella gira. Esto es lo mismo que el rayo de luz de un faro que se extiende alrededor. Si la Tierra se encuentra en la trayectoria del rayo, vemos la estrella de neutrones/púlsar. Si no, solo vemos el remanente de supernova. Esto también explica muy bien el hecho de que no vemos un púlsar en cada remanente de supernova.las estrellas de neutrones no existen necesariamente aisladas, y las que forman parte de un sistema binario generalmente emiten fuertemente en rayos X., Los binarios de rayos X suelen ser el resultado de la transferencia de material de una secuencia principal compañera a la estrella de neutrones, mientras que se cree que los estallidos de rayos gamma de corta duración son el resultado de la fusión de dos estrellas de neutrones.
la existencia de estrellas de neutrones como resultado de explosiones de supernova se predijo tentativamente en 1933, un año después del descubrimiento del neutrón como partícula elemental. Sin embargo, no fue hasta 1967 que Jocelyn Bell observó los pulsos periódicos de emisión de radio característicos de los púlsares., En la actualidad se conocen más de 1.300 estrellas de neutrones y se prevé que existan unas 105 en el disco de la Vía Láctea.