gwiazdy neutronowe stanowią jeden z możliwych ewolucyjnych punktów końcowych gwiazd o dużej masie. Gdy jądro gwiazdy całkowicie spali się do żelaza, produkcja energii zatrzymuje się, a jądro gwałtownie się zapada, ściskając elektrony i protony, tworząc neutrony i neutrina. Neutrina łatwo uciekają z kurczącego się jądra, ale neutrony pakują się bliżej siebie, aż ich gęstość jest równa gęstości jądra atomowego., W tym momencie neutrony zajmują najmniejszą możliwą przestrzeń (podobnie jak elektrony w białym Karle) i, jeśli jądro jest mniejsze niż około 3 masy Słońca, wywierają ciśnienie, które jest w stanie utrzymać gwiazdę. Dla mas większych niż ta, nawet ciśnienie neutronów nie może utrzymać Gwiazdy przeciw grawitacji i zapada się w gwiezdną czarną dziurę. Gwiazda wspierana przez ciśnienie degeneracji neutronów jest znana jako „gwiazda neutronowa”, która może być postrzegana jako pulsar, jeśli jej pole magnetyczne jest korzystnie ustawione w osi spinu.,
gwiazdy neutronowe to ekstremalne obiekty o średnicy od 10 do 20 km. Mają gęstość 1017 kg/m3(Ziemia ma gęstość około 5×103 kg / m3, a nawet białe karły mają gęstość ponad milion razy mniejszą), co oznacza, że łyżeczka materiału gwiazdy neutronowej ważyłaby około miliarda ton. Najprostszym sposobem na wyobrażenie sobie tego jest wyobrażenie sobie przeciśnięcia dwukrotnie większej masy Słońca w obiekt wielkości małego miasta!, W rezultacie grawitacja na powierzchni gwiazdy neutronowej jest około 1011 silniejsza niż to, czego doświadczamy tutaj na ziemi, a obiekt musiałby podróżować z prędkością o połowę mniejszą niż prędkość światła, aby uciec od Gwiazdy.
,
gwiazdy neutronowe, które powstały w wyniku wybuchu supernowej zapadającej się w jądro, obracają się niezwykle szybko w wyniku zachowania pędu kątowego i mają niezwykle silne pola magnetyczne dzięki zachowaniu strumienia magnetycznego. Relatywnie spowalniający wirujący rdzeń masywnej gwiazdy ogromnie zwiększa jej prędkość obrotową, gdy zapada się, tworząc znacznie mniejszą gwiazdę neutronową. Jest to analogiczne do zwiększonego wirowania lodowca, jeśli koncentruje swoją masę wokół swojej osi wirowania, zbliżając ramiona do ciała., W tym samym czasie linie pola magnetycznego masywnej gwiazdy są zbliżone do siebie, gdy jądro się zapada. Intensyfikuje to pole magnetyczne Gwiazdy do około 1012 razy większe niż pole Ziemi.
w rezultacie gwiazdy neutronowe mogą obracać się co najmniej 60 razy na sekundę po urodzeniu. Jeśli są one częścią systemu binarnego, mogą zwiększyć tę szybkość rotacji poprzez akrecję materiału, do ponad 600 razy na sekundę!, Zaobserwowano, że gwiazdy neutronowe, które straciły energię w wyniku procesów radiacyjnych, obracają się tak wolno, jak raz na 8 sekund, zachowując jednocześnie impulsy radiowe, a gwiazdy neutronowe, które zostały hamowane przez wiatry w systemach rentgenowskich, mogą obracać się tak wolno, jak raz na 20 minut. Obserwacje ujawniają również, że tempo rotacji izolowanych gwiazd neutronowych powoli zmienia się w czasie, ogólnie malejąc w miarę starzenia się gwiazdy, a energia rotacyjna jest tracona do otoczenia przez pole magnetyczne (choć czasami obserwuje się usterki)., Przykładem jest pulsar kraba, który spowalnia swój spin z prędkością 38 nanosekund dziennie, uwalniając energię wystarczającą do zasilania Mgławicy Kraba.
astronomowie mierzą te prędkości obrotowe, wykrywając promieniowanie elektromagnetyczne wyrzucane przez bieguny pola magnetycznego., Te bieguny magnetyczne są na ogół niewspółosiowe z osią obrotu gwiazdy neutronowej, więc wiązka promieniowania przemieszcza się wokół, gdy gwiazda się obraca. Jest to tak samo jak promień światła z latarni morskiej. Jeśli ziemia leży na drodze wiązki, widzimy gwiazdę neutronową / pulsar. Jeśli nie, widzimy tylko pozostałość po supernowej. To również ładnie tłumaczy fakt, że nie widzimy pulsara w każdej pozostałościowej supernowej.
gwiazdy neutronowe niekoniecznie muszą istnieć w izolacji, a te, które wchodzą w skład układu binarnego, zazwyczaj emitują silnie promienie rentgenowskie., Wiązania rentgenowskie zazwyczaj wynikają z przeniesienia materiału z towarzysza sekwencji głównej na gwiazdę neutronową, podczas gdy krótkotrwałe rozbłyski gamma są uważane za wynik połączenia dwóch gwiazd neutronowych.
istnienie gwiazd neutronowych w wyniku wybuchów supernowych zostało wstępnie przewidywane w 1933 roku, rok po odkryciu neutronu jako cząstki elementarnej. Jednak dopiero w 1967 roku Jocelyn Bell zaobserwowała charakterystyczne dla pulsarów okresowe impulsy emisji radiowej., Obecnie znanych jest ponad 1300 gwiazd neutronowych, a około 105 przewidywanych istnieje w Dysku Drogi Mlecznej.