Neutronenstern, einer Klasse extrem dichter, kompakter Sterne, von denen angenommen wird, dass sie hauptsächlich aus Neutronen bestehen. Neutronensterne haben typischerweise einen Durchmesser von etwa 20 km. Ihre Massen liegen zwischen dem 1,18- und 1,97-fachen der Sonne, aber die meisten sind 1,35-mal so groß wie die der Sonne. Daher sind ihre mittleren Dichten extrem hoch - etwa 10 14mal das von Wasser. Dies entspricht in etwa der Dichte innerhalb des Atomkerns, und in gewisser Weise kann ein Neutronenstern als gigantischer Kern aufgefasst werden. Es ist nicht definitiv bekannt, was sich in der Mitte des Sterns befindet, wo der Druck am größten ist; Theorien umfassen Hyperonen, Kaonen und Pionen. Die Zwischenschichten sind meist Neutronen und befinden sich wahrscheinlich in einem "superfluiden" Zustand. Die äußere 1 km (0,6 Meile) ist trotz der hohen Temperaturen, die bis zu 1.000.000 K betragen können, fest. Die Oberfläche dieser festen Schicht, wo der Druck am niedrigsten ist, besteht aus einer extrem dichten Form von Eisen.
Stern: Neutronensterne
Wenn die Masse des Restkerns zwischen 1,4 und etwa 2 Sonnenmassen liegt, wird er anscheinend zu einem Neutronenstern mit einer Dichte von mehr als
Ein weiteres wichtiges Merkmal von Neutronensternen ist das Vorhandensein sehr starker Magnetfelder über 10 12 Gauß (das Erdmagnetfeld beträgt 0,5 Gauß), wodurch das Oberflächeneisen in Form langer Ketten von Eisenatomen polymerisiert wird. Die einzelnen Atome werden in Richtung des Magnetfeldes komprimiert und verlängert und können sich Ende an Ende zusammenbinden. Unter der Oberfläche wird der Druck viel zu hoch, als dass einzelne Atome existieren könnten.
Die Entdeckung von Pulsaren im Jahr 1967 lieferte den ersten Beweis für die Existenz von Neutronensternen. Pulsare sind Neutronensterne, die einmal pro Umdrehung Strahlungsimpulse aussenden. Die emittierte Strahlung besteht normalerweise aus Radiowellen, aber es ist auch bekannt, dass Pulsare in optischen Wellen-, Röntgen- und Gammastrahlenwellenlängen emittieren. Die sehr kurzen Zeiträume beispielsweise der Pulsare Crab (NP 0532) und Vela (33 bzw. 83 Millisekunden) schließen die Möglichkeit aus, dass es sich um weiße Zwerge handelt. Die Impulse resultieren aus elektrodynamischen Phänomenen, die wie bei einem Dynamo durch ihre Rotation und ihre starken Magnetfelder erzeugt werden. Bei Funkpulsaren zerfallen Neutronen an der Oberfläche des Sterns in Protonen und Elektronen. Wenn diese geladenen Teilchen von der Oberfläche freigesetzt werden, treten sie in das intensive Magnetfeld ein, das den Stern umgibt, und drehen sich mit ihm. Beschleunigt auf Geschwindigkeiten, die der des Lichts nahe kommen, geben die Teilchen durch Synchrotronemission elektromagnetische Strahlung ab. Diese Strahlung wird als intensive Funkstrahlen von den Magnetpolen des Pulsars abgegeben.
Viele binäre Röntgenquellen wie Hercules X-1 enthalten Neutronensterne. Kosmische Objekte dieser Art senden Röntgenstrahlen durch Kompression von Material von Begleitsternen aus, die sich auf ihren Oberflächen angesammelt haben.
Neutronensterne werden auch als Objekte angesehen, die als rotierende Radiotransienten (RRATs) bezeichnet werden, und als Magnetare. Die RRATs sind Quellen, die einzelne Funkstöße in unregelmäßigen Abständen von vier Minuten bis drei Stunden aussenden. Die Ursache des RRAT-Phänomens ist unbekannt. Magnetare sind stark magnetisierte Neutronensterne mit einem Magnetfeld zwischen 10 14 und 10 15 Gauß.
Die meisten Forscher glauben, dass Neutronensterne durch Supernova-Explosionen gebildet werden, bei denen der Zusammenbruch des zentralen Kerns der Supernova durch steigenden Neutronendruck gestoppt wird, wenn die Kerndichte auf etwa 10 bis 15 Gramm pro Kubikzentimeter ansteigt. Wenn der kollabierende Kern massereicher als etwa drei Sonnenmassen ist, kann jedoch kein Neutronenstern gebildet werden, und der Kern würde vermutlich ein Schwarzes Loch werden.
