Estrella de neutrons, qualsevol classe d'estrelles compactes extremadament denses que es creu que es componen principalment de neutrons. Les estrelles de neutrons tenen normalment un diàmetre d'uns 20 km. Les seves masses oscil·len entre 1,18 i 1,97 vegades la del Sol, però la majoria són 1,35 vegades la del Sol. Així, les seves densitats mitjanes són extremadament elevades, aproximadament 10 14vegades la de l’aigua. Això s'aproxima a la densitat del nucli atòmic i, d'alguna manera, es pot concebre una estrella de neutrons com un nucli gegantí. No se sap definitivament què hi ha al centre de l’estrella, on la pressió és més gran; les teories inclouen hiperons, kaons i pions. Les capes intermèdies són majoritàriament neutrons i probablement es troben en un estat "superfluid". L'1 km exterior és sòlid, malgrat les altes temperatures, que poden arribar fins a 1.000.000 K. La superfície d'aquesta capa sòlida, on la pressió és més baixa, està composta per una forma de ferro extremadament densa.
estrella: estrelles de neutrons
Quan la massa del nucli restant es troba entre 1,4 i aproximadament 2 masses solars, aparentment es converteix en una estrella de neutrons amb una densitat superior a
Una altra característica important de les estrelles de neutrons és la presència de camps magnètics molt forts, cap amunt de 10 12 gauss (el camp magnètic terrestre és de 0,5 gauss), cosa que fa que el ferro superficial es polimeritzi en forma de llargues cadenes d’àtoms de ferro. Els àtoms individuals es comprimeixen i s’allarguen en la direcció del camp magnètic i es poden unir de punta a punta. A sota de la superfície, la pressió es fa massa elevada per existir àtoms individuals.
El descobriment dels púlsars el 1967 va proporcionar les primeres proves de l’existència d’estrelles de neutrons. Els púlsars són estrelles de neutrons que emeten polsos de radiació una vegada per rotació. La radiació emesa sol ser ones de ràdio, però també es coneix que els polsars emeten longituds d'ona òptica, de raigs X i de raigs gamma. Els períodes molt curts de, per exemple, el Cranc (NP 0532) i els púlsars de Vela (33 i 83 mil·lisegons, respectivament) descarten la possibilitat que siguin nanes blanques. Els polsos resulten de fenòmens electrodinàmics generats per la seva rotació i els seus forts camps magnètics, com en una dinamo. En el cas dels radio-púsars, els neutrons a la superfície de l'estrella es descomposen en protons i electrons. A mesura que aquestes partícules carregades s’alliberen de la superfície, entren a l’intens camp magnètic que envolta l’estrella i gira juntament amb aquesta. Accelerades a les velocitats que s’acosten a la de la llum, les partícules desprenen radiació electromagnètica per emissió de sincrotrons. Aquesta radiació s’allibera com a raigs de ràdio intensos des dels pols magnètics del polsar.
Moltes fonts de raigs X binaris, com Hercules X-1, contenen estrelles de neutrons. Objectes còsmics d’aquest tipus emeten raigs X per compressió de material procedent d’estrelles d’acompanyament acumulades a les seves superfícies.
Les estrelles de neutrons també es veuen com a objectes anomenats transitori de ràdio giratori (RRATs) i com a magnetars. Les RRAT són fonts que emeten ràfegues de ràdio única però a intervals irregulars que van des dels quatre minuts fins a les tres hores. La causa del fenomen RRAT és desconeguda. Els magnetars són estrelles de neutrons altament magnetitzades que tenen un camp magnètic d'entre 10 14 i 10 15 gauss.
La majoria dels investigadors creuen que les estrelles de neutrons estan formades per explosions de supernoves en què el col.lapse del nucli central de la supernova s’atura amb l’augment de la pressió de neutrons a mesura que la densitat del nucli augmenta a uns 10 15 grams per cm cúbic. Si el nucli que s'esfondra és més massiu que al voltant de tres masses solars, no obstant això, no es pot formar una estrella de neutrons i, probablement, el nucli es convertiria en un forat negre.
