ستاره‌های نوترون به متراکم‌ترین و باریکترین ستاره‌های جهان شناخته می‌شوند و اگرچه فقط شعاع آنها در حدود ۱۰ کیلومتر است، اما ممکن است چند برابر توده خورشید باشند. آنها می‌توانند پس از تولد بر اثر انفجار ستاره ابرنواختر به دلایل فیزیکی به سرعت ۶۰۰ تا ۷۱۲ بار در ثانیه بچرخند.
ستاره های نوترونی یکی از نقاط انتهایی تکاملی ستاره های جرم زیاد را تشکیل می دهند. هنگامی که هسته ستاره کاملاً سوخته و آهن می شود ، تولید انرژی متوقف می شود و هسته به سرعت فرو می ریزد و الکترون ها و پروتون ها را به هم فشرده و تشکیل نوترون ها و نوترینوها را می دهد. نوترینوها به راحتی از هسته انقباضی فرار می کنند اما نوترون ها به هم نزدیکتر می شوند تا زمانی که چگالی آنها برابر با هسته اتمی باشد.
در این مرحله ، نوترون ها کمترین فضای ممکن را اشغال می کنند (به روشی مشابه الکترونهای کوتوله سفید) و اگر هسته کمتر از حدود 3 جرم خورشید باشد ، فشاری وارد می کنند که توانایی پشتیبانی یک ستاره را دارد. برای جرمهای بزرگتر از این ، حتی فشار نوترونها نیز نمی تواند ستاره را در برابر گرانش حمایت کند و در یک سیاهچاله ستاره ای فرو می ریزد. ستاره ای که توسط فشار تخریب نوترون پشتیبانی می شود به عنوان
"ستاره نوترونی"شناخته می شود ، اگر میدان مغناطیسی آن با محور چرخش مطابقت داشته باشد ، ممکن است به عنوان یک تپ اختر دیده شود.
ستاره های نوترون اجسام افراطی هستند که عرض آنها بین 10 تا 20 کیلومتر است. آنها دارای تراکم 1017 کیلوگرم بر متر مکعب هستند (زمین دارای تراکم حدود 5 × 103 کیلوگرم بر متر مکعب است و حتی کوتوله های سفید دارای تراکم بیش از یک میلیون برابر کمتر) به این معنی که وزن یک قاشق چای خوری ماده ستاره نوترونی حدود یک میلیارد تن است. آسانترین راه برای تصویربرداری از این ، تصور فشار دادن دو برابر جرم خورشید به جسمی به اندازه یک شهر کوچک است! نتیجه این است که جاذبه در سطح ستاره نوترونی در حدود 1011 قویتر از آنچه در اینجا روی زمین تجربه می کنیم ، است و یک جسم برای فرار از ستاره مجبور است تقریباً نیمی از سرعت نور را طی کند.
ستارگان نوترونی متولد شده در فروپاشی ابرنواختر در حال فروپاشی در نتیجه محافظت در برابر حرکت زاویه ای بسیار سریع می چرخند و دارای میدان های مغناطیسی بسیار قوی برای حفظ شار مغناطیسی هستند. هسته چرخشی نسبتاً آهسته یک ستاره عظیم هنگام چرخش شتاب می گیرد و یک ستاره نوترونی بسیار کوچکتر را تشکیل می دهد. اگر او با آوردن بازوها به بدن خود جرم خود را حول محور چرخش متمرکز کند ، این افزایش چرخش است. با فروپاشی هسته ، خطوط میدان مغناطیسی ستاره عظیم نزدیکتر می شوند. این میدان مغناطیسی باعث تشدید ستاره به حدود 1012 برابر زمین می شود.
نتیجه این است که ستاره های نوترونی هنگام تولد می توانند حداقل 60 بار در ثانیه بچرخند. اگر آنها بخشی از یک سیستم باینری باشند ، می توانند این سرعت چرخش را از طریق تجمع مواد ، به بیش از 600 برابر در ثانیه افزایش دهند! مشاهده شده است که ستاره های نوترونی که از طریق فرایندهای تابشی انرژی خود را از دست داده اند ، به آرامی هر 8 ثانیه یک بار در حالی که پالس های رادیویی را حفظ می کنند ، به آرامی می چرخند و ستاره های نوترونی که توسط سیستم های اشعه X توسط باد ترمز می شوند ، می توانند سرعت چرخش یکبار دیگر را داشته باشند 20 دقیقه. مشاهدات همچنین نشان می دهد که سرعت چرخش ستاره های نوترونی جدا شده با گذشت زمان به آرامی تغییر می کند ، به طور کلی با افزایش سن ستاره و از بین رفتن انرژی چرخشی از طریق میدان مغناطیسی به محیط اطراف ، کاهش می یابد (اگرچه گاهی اوقات اشکالات دیده می شود). به عنوان مثال تپ اختر Crab ، که در حال چرخش با سرعت 38 نانو ثانیه در روز است ، باعث آزاد شدن انرژی کافی برای تأمین انرژی سحابی خرچنگ می شود.
ستاره شناسان با شناسایی تابش الکترومغناطیسی خارج شده از قطب های میدان مغناطیسی ، این سرعت چرخش را اندازه گیری می کنند. این قطب های مغناطیسی به طور کلی با محور چرخش ستاره نوترونی ناهماهنگ هستند و بنابراین با چرخش ستاره پرتوی تابشی به اطراف جارو می شود. این تقریباً همان پرتوی نور از یک فانوس دریایی است که به اطراف جارو می کند. اگر زمین در مسیر پرتو قرار بگیرد ، ما ستاره / تپ اختر نوترونی را می بینیم. در غیر اینصورت ، ما فقط بقایای ابرنواختر را می بینیم. این امر همچنین به خوبی این واقعیت را نشان می دهد که ما در هر بقایای ابرنواختر شاهد ضربان قلب نیستیم.
ستاره های نوترونی لزوماً به صورت جداگانه وجود ندارند و آنهایی که بخشی از یک سیستم باینری را تشکیل می دهند معمولاً به شدت در اشعه X ساطع می شوند. باینریهای اشعه ایکس معمولاً از انتقال مواد از یک دنباله اصلی به ستاره نوترونی حاصل می شود ، در حالی که تصور می شود که انفجارهای پرتو گاما با مدت کوتاه از ادغام دو ستاره نوترونی حاصل می شود.
وجود ستاره های نوترونی در نتیجه انفجارهای ابرنواختر به طور آزمایشی در سال 1933 ، یک سال پس از کشف نوترون به عنوان یک ذره بنیادی پیش بینی شد. با این حال ، تنها در سال 1967 بود که جوسلین بل پالس های دوره ای مشخصه انتشار رادیویی pulsars را مشاهده کرد. اکنون بیش از 1300 ستاره نوترونی شناخته شده است و حدود 105 قطعه ستاره در صفحه راه شیری وجود دارد.
