neutronstjärnor utgör en av de möjliga evolutionära slutpunkterna för stjärnor med hög massa. När kärnan i stjärnan helt har bränts till järn, stannar energiproduktionen och kärnan kollapsar snabbt, klämmer elektroner och protoner ihop för att bilda neutroner och neutriner. Neutrinerna flyr lätt från den kontraktoriska kärnan, men neutronerna packas närmare varandra tills deras densitet är likvärdig med en atomkärna., Vid denna tidpunkt upptar neutronerna det minsta möjliga utrymmet (på ett liknande sätt som elektronerna i en vit dvärg) och, om kärnan är mindre än ca 3 solmassor, utövar de ett tryck som kan stödja en stjärna. För massor som är större än detta kan inte ens neutronernas tryck stödja stjärnan mot gravitationen och den kollapsar i ett svart hål. En stjärna som stöds av neutron degenerering tryck är känd som en ”neutronstjärna”, som kan ses som en pulsar om dess magnetfält är gynnsamt i linje med sin spin axel.,

neutroner stjärnor är extrema objekt som mäter mellan 10 och 20 km över. De har tätheter på 1017 kg / m3 (jorden har en densitet på cirka 5×103 kg / m3 och även vita dvärgar har tätheter över en miljon gånger mindre) vilket innebär att en tesked neutronstjärnmaterial skulle väga runt en miljard ton. Det enklaste sättet att föreställa sig detta är att föreställa sig att klämma två gånger solens massa i ett objekt om storleken på en liten stad!, Resultatet är att gravitationen på neutronstjärnans yta är omkring 1011 starkare än vad vi upplever här på jorden, och ett objekt skulle behöva resa med ungefär hälften av ljusets hastighet för att fly från stjärnan.

krabba pulsar och nebulosa bildas i en supernova explosion först noteras av kinesiska astronomer i 1054. Denna röntgenbild visar pulsaren och nebulosan som drivs mest genom förlusten av rotationsenergi från neutronstjärnan.
Foto: NASA/CXC/ASU/J. Hester et al.,

född i en kärnkollaps supernovaexplosion roterar neutronstjärnor extremt snabbt som en följd av bevarande av vinkelmoment och har otroligt starka magnetfält på grund av bevarande av magnetiskt flöde. Den relativt långsamma roterande kärnan i den massiva stjärnan ökar rotationshastigheten enormt när den kollapsar för att bilda den mycket mindre neutronstjärnan. Detta är analogt med den ökade spinningen av en iceskater om hon koncentrerar sin massa runt sin spinningsaxel genom att föra armarna nära hennes kropp., Samtidigt dras magnetfältlinjerna i den massiva stjärnan närmare varandra när kärnan kollapsar. Detta intensifierar stjärnans magnetfält till omkring 1012 gånger jordens.

resultatet är att neutronstjärnor kan rotera upp till minst 60 gånger per sekund när de föds. Om de är en del av ett binärt system, kan de öka denna rotationshastighet genom anhopning av material, till över 600 gånger per sekund!, Neutronstjärnor som har förlorat energi genom strålningsprocesser har observerats rotera så långsamt som en gång var 8: e sekund samtidigt som radiopulser upprätthålls, och neutronstjärnor som har bromsats av vindar i röntgensystem kan ha rotationshastigheter så långsamma som en gång var 20: e minut. Observationer visar också att rotationshastigheten för isolerade neutronstjärnor långsamt förändras över tiden, i allmänhet minskar när stjärnan åldras och rotationsenergi förloras till omgivningen genom magnetfältet (även om ibland glitches ses)., Ett exempel är krabba pulsar, som saktar sin spinn med en hastighet av 38 nanosekunder per dag, släppa tillräckligt med energi för att driva Krabbnebulosan.

schematiskt för en pulsar som visar förskjutningen mellan rotationsaxeln och de strålningsstrålar som avges från de magnetiska polerna.

astronomer mäter dessa rotationshastigheter genom att detektera elektromagnetisk strålning som kastas ut genom magnetfältets poler., Dessa magnetiska poler är i allmänhet feljusterade med neutronstjärnans rotationsaxel och så sveper strålningsstrålen runt när stjärnan roterar. Detta är ungefär samma som ljusstrålen från en fyr som sveper runt. Om jorden ligger i strålens väg ser vi neutronstjärnan / pulsaren. Om inte, vi ser bara supernova kvarleva. Detta står också snyggt för det faktum att vi inte ser en pulsar i varje supernova-kvarleva.
neutronstjärnor existerar inte nödvändigtvis isolerat, och de som ingår i ett binärt system avger vanligtvis starkt i röntgenstrålar., Röntgen binärer beror vanligtvis på överföring av material från en huvudsekvens följeslagare på neutronstjärnan, medan kortvarig gammastråle skurar tros bero på sammanslagningen av två neutronstjärnor.

förekomsten av neutronstjärnor som ett resultat av supernovaexplosioner förutspåddes preliminärt 1933, ett år efter upptäckten av neutronen som en elementär partikel. Det var dock inte förrän 1967 att Jocelyn Bell observerade de periodiska pulserna av radioutsläppskarakteristik för Pulsar., Det finns nu över 1 300 neutronstjärnor kända och omkring 105 förutspåddes att existera i Vintergatans skiva.