neutronensterren vormen een van de mogelijke evolutionaire eindpunten van sterren met een hoge massa. Zodra de kern van de ster volledig tot ijzer is verbrand, stopt de energieproductie en stort de kern snel in, waardoor elektronen en protonen samenpersen om neutronen en neutrino ‘ s te vormen. De neutrino ‘ s ontsnappen gemakkelijk aan de samentrekkende kern, maar de neutronen pakken dichter bij elkaar totdat hun dichtheid gelijk is aan die van een atoomkern., Op dit punt bezetten de neutronen de kleinst mogelijke ruimte (op dezelfde manier als de elektronen in een witte dwerg) en, als de kern kleiner is dan ongeveer 3 zonsmassa ‘ s, oefenen ze een druk uit die een ster kan ondersteunen. Voor massa ‘ s groter dan deze, zelfs de druk van neutronen kan de ster niet ondersteunen tegen de zwaartekracht en het stort in een stellair zwart gat. Een ster ondersteund door neutronendegeneratiedruk staat bekend als een ‘neutronenster’, die kan worden gezien als een pulsar als zijn magnetisch veld gunstig is uitgelijnd met zijn Spinas.,

neutronen sterren zijn extreme objecten met een doorsnede tussen 10 en 20 km. Ze hebben een dichtheid van 1017 kg / m3 (De Aarde heeft een dichtheid van ongeveer 5×103 kg/m3 en zelfs witte dwergen hebben een dichtheid van meer dan een miljoen keer minder) wat betekent dat een theelepel neutronenstermateriaal ongeveer een miljard ton zou wegen. De makkelijkste manier om dit voor te stellen is om twee keer de massa van de zon in een object te persen ter grootte van een kleine stad!, Het resultaat is dat de zwaartekracht aan het oppervlak van de neutronenster rond 1011 sterker is dan wat we hier op aarde ervaren, en een object zou met ongeveer de helft van de lichtsnelheid moeten reizen om aan de ster te ontsnappen.

De krabpulsar en-nevel gevormd in een supernova explosie voor het eerst waargenomen door Chinese astronomen in 1054. Deze röntgenfoto toont de pulsar en de nevel die voornamelijk wordt aangedreven door het verlies van rotatie-energie door de neutronenster.krediet: NASA/CXC/ASU/J. Hester et al.,

neutronensterren die geboren zijn in een supernova-explosie waarbij de kern instort, draaien extreem snel als gevolg van het behoud van het impulsmoment en hebben ongelooflijk sterke magnetische velden als gevolg van het behoud van de magnetische flux. De relatief vertragende roterende kern van de massieve ster verhoogt zijn rotatiesnelheid enorm als hij instort om de veel kleinere neutronenster te vormen. Dit is analoog aan de toegenomen spin van een ijsschaatser als ze haar massa concentreert rond haar spin-as door haar armen dicht bij haar lichaam te brengen., Tegelijkertijd worden de magnetische veldlijnen van de massieve ster dichter bij elkaar getrokken als de kern instort. Dit versterkt het magnetisch veld van de ster tot ongeveer 1012 keer dat van de aarde.

het resultaat is dat neutronensterren bij hun geboorte ten minste 60 keer per seconde kunnen roteren. Als ze deel uitmaken van een binair systeem, kunnen ze deze rotatiesnelheid verhogen door de aangroei van materiaal, tot meer dan 600 keer per seconde!, Neutronensterren die energie verloren hebben door stralingsprocessen, roteren zo langzaam als eens in de 8 seconden, terwijl ze nog steeds radiopulsen onderhouden, en neutronensterren die door de wind zijn afgeremd in röntgensystemen kunnen een rotatiesnelheid hebben die zo langzaam is als eens in de 20 minuten. Observaties tonen ook aan dat de rotatiesnelheid van geïsoleerde neutronensterren langzaam verandert in de tijd, over het algemeen afnemend naarmate de ster ouder wordt en rotatie-energie verloren gaat aan de omgeving door het magnetisch veld (hoewel af en toe glitches worden waargenomen)., Een voorbeeld is de Krabpulsar, die zijn spin vertraagt met een snelheid van 38 nanoseconden per dag, waardoor genoeg energie vrijkomt om de Krabnevel van stroom te voorzien.

schema van een pulsar die de verkeerde uitlijning toont tussen de draaias en de stralingsbundels die door de magnetische polen worden uitgezonden.

astronomen meten deze rotatiesnelheden door elektromagnetische straling te detecteren die door de polen van het magnetische veld wordt uitgestoten., Deze magnetische polen zijn over het algemeen verkeerd uitgelijnd met de draaias van de neutronenster en dus veegt de stralingsstraal rond terwijl de ster draait. Dit is ongeveer hetzelfde als de lichtstraal van een vuurtoren die rondzweeft. Als de aarde in het pad van de bundel ligt, zien we de neutronenster/pulsar. Zo niet, dan zien we alleen het restant van de supernova. Dit verklaart ook mooi dat we geen pulsar zien in elk supernova restant.neutronensterren bestaan niet per se geïsoleerd, en degenen die deel uitmaken van een binair systeem geven meestal sterk röntgenstraling uit., X-ray binaries meestal het resultaat van de overdracht van materiaal van een hoofdsequentie companion op de neutronenster, terwijl korte-duur gammaflitsen worden verondersteld om het resultaat van de fusie van twee neutronensterren.het bestaan van neutronensterren als gevolg van supernova-explosies werd voorlopig voorspeld in 1933, een jaar na de ontdekking van het neutron als elementair deeltje. Het was echter pas in 1967 dat Jocelyn Bell de periodieke pulsen van radio-emissie karakteristiek van pulsars observeerde., Er zijn nu meer dan 1300 neutronensterren bekend en er zijn er naar verwachting 105 in de schijf van de Melkweg.