Neutronstjerne, hvilken som helst af en klasse af ekstremt tætte, kompakte stjerner, der antages at være sammensat primært af neutroner. Neutronstjerner er typisk ca. 20 km (12 miles) i diameter. Deres masser spænder mellem 1,18 og 1,97 gange Solens, men de fleste er 1,35 gange Solens. Derfor er deres gennemsnitlige massefylde ekstremt høje - ca. 10 14gange vandet. Dette tilnærmelsesvis tætheden inde i atomkernen, og på nogle måder kan en neutronstjerne udtænkes som en gigantisk kerne. Det vides ikke endeligt, hvad der er i midten af stjernen, hvor presset er størst; teorier inkluderer hyperoner, kaoner og pioner. Mellemlagene er for det meste neutroner og er sandsynligvis i en "overflødig" tilstand. Den ydre 1 km (0,6 mil) er solid, på trods af de høje temperaturer, der kan være så høje som 1.000.000 K. Overfladen på dette faste lag, hvor trykket er lavest, består af en ekstremt tæt form af jern.
stjerne: Neutron-stjerner
Når massen af den resterende kerne ligger mellem 1,4 og ca. 2 solmasser, bliver den tilsyneladende en neutronstjerne med en densitet mere end
Et andet vigtigt træk ved neutronstjerner er tilstedeværelsen af meget stærke magnetfelter opad på 10 12 gauss (Jordens magnetiske felt er 0,5 gauss), hvilket får overfladijern til at polymeriseres i form af lange kæder af jernatomer. De individuelle atomer bliver komprimeret og langstrakte i magnetfeltets retning og kan binde ende til ende. Under overfladen bliver trykket meget for højt til, at individuelle atomer kan eksistere.
Opdagelsen af pulsarer i 1967 gav det første bevis på eksistensen af neutronstjerner. Pulsarer er neutronstjerner, der udsender strålingsimpulser en gang pr. Rotation. Den udsendte stråling er normalt radiobølger, men pulsars er også kendt for at udsende i bølgelængder til optiske, røntgen- og gammastråler. De meget korte perioder på for eksempel Crab (NP 0532) og Vela-pulsarer (henholdsvis 33 og 83 millisekunder) udelukker muligheden for, at de kan være hvide dværge. Pulserne er resultatet af elektrodynamiske fænomener genereret af deres rotation og deres stærke magnetiske felter, som i en dynamo. I tilfælde af radiopulsarer nedbrydes neutroner ved overfladen af stjernen til protoner og elektroner. Når disse ladede partikler frigøres fra overfladen, kommer de ind i det intense magnetfelt, der omgiver stjernen og roterer sammen med det. Accelereret med hastigheder, der nærmer sig lysets, afgiver partiklerne elektromagnetisk stråling ved synkrotronemission. Denne stråling frigives som intense radiostråler fra pulsars magnetiske poler.
Mange binære røntgenkilder, såsom Hercules X-1, indeholder neutronstjerner. Kosmiske genstande af denne art udsender røntgenstråler ved komprimering af materiale fra ledsagende stjerner, der er hævet på deres overflader.
Neutronstjerner ses også som genstande kaldet roterende radiotransienter (RRAT'er) og som magnetarer. RRAT'erne er kilder, der udsender enkelte radiobølger, men med uregelmæssige intervaller, der spænder fra fire minutter til tre timer. Årsagen til RRAT-fænomenet er ukendt. Magnetarer er stærkt magnetiserede neutronstjerner, der har et magnetfelt på mellem 10 14 og 10 15 gauss.
De fleste efterforskere mener, at neutronstjerner dannes af supernovaeksplosioner, hvor sammenbruddet af den centrale kerne i supernovaen stoppes af stigende neutrontryk, når kernetætheden øges til ca. 10 15 gram pr. Kubik cm. Hvis den sammenbrudte kerne er mere massiv end omkring tre solmasser, kan en neutronstjerne imidlertid ikke dannes, og kernen ville formodentlig blive et sort hul.
