النجم النيوتروني ، أي فئة من النجوم شديدة الكثافة والمدمجة يعتقد أنها تتكون في المقام الأول من النيوترونات. يبلغ قطر النجوم النيوترونية عادةً حوالي 20 كيلومترًا (12 ميلًا). وتتراوح كتلتها بين 1.18 و 1.97 مرة من الشمس ، ولكن معظمها 1.35 مرة من الشمس. وبالتالي ، فإن كثافاتها المتوسطة عالية للغاية - حوالي 10 14ضرب الماء. وهذا يقارب الكثافة داخل النواة الذرية ، وفي بعض النواحي يمكن تصور النجم النيوتروني على أنه نواة عملاقة. لا يُعرف بشكل قاطع ما هو في وسط النجم ، حيث يكون الضغط أكبر ؛ تشمل النظريات هايبرونات ، كاون ، وبيونز. تتكون الطبقات الوسيطة في الغالب من النيوترونات وربما تكون في حالة "فائض المائع". 1 كم الخارجي (0.6 ميل) صلبة ، على الرغم من درجات الحرارة المرتفعة ، والتي يمكن أن تصل إلى 1،000،000 ك. يتكون سطح هذه الطبقة الصلبة ، حيث يكون الضغط الأدنى ، من شكل كثيف للغاية من الحديد.
النجم: النجوم النيوترونية
عندما تكون كتلة النواة المتبقية بين 1.4 وحوالي كتلتين شمسيتين ، يبدو أنها تصبح نجمًا نيوترونيًا بكثافة أكبر من
خاصية أخرى مهمة للنجوم النيوترونية هي وجود حقول مغناطيسية قوية جدًا ، أعلى من 10 12 غاوس (المجال المغناطيسي للأرض هو 0.5 غاوس) ، مما يؤدي إلى بلمرة الحديد السطحي في شكل سلاسل طويلة من ذرات الحديد. تصبح الذرات الفردية مضغوطة وممتدة في اتجاه المجال المغناطيسي ويمكن أن ترتبط معًا من طرف إلى طرف. تحت السطح ، يصبح الضغط مرتفعًا جدًا بحيث لا تتواجد الذرات الفردية.
قدم اكتشاف النجوم النابضة في عام 1967 أول دليل على وجود النجوم النيوترونية. النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية تنبعث منها نبضات إشعاعية مرة واحدة في كل دورة. عادة ما يكون الإشعاع المنبعث موجات راديوية ، ولكن من المعروف أيضًا أن النجوم النابضة تنبعث في الأطوال الموجية الضوئية والأشعة السينية وأشعة غاما. الفترات القصيرة للغاية ، على سبيل المثال ، Crab (NP 0532) و Vela pulsars (33 و 83 مللي ثانية على التوالي) تستبعد احتمال أن يكونوا أقزامًا بيضاء. تنتج النبضات عن ظواهر ديناميكية كهربائية ناتجة عن دورانها ومجالاتها المغناطيسية القوية ، كما هو الحال في دينامو. في حالة النجوم النابضة الراديوية ، تتحلل النيوترونات الموجودة على سطح النجم إلى بروتونات وإلكترونات. عندما يتم إطلاق هذه الجسيمات المشحونة من السطح ، فإنها تدخل إلى المجال المغناطيسي المكثف الذي يحيط بالنجم ويدور معه. تسارع الجسيمات إلى سرعات تقترب من سرعة الضوء ، وتطلق الإشعاع الكهرومغناطيسي عن طريق انبعاث السنكروترون. يتم إطلاق هذا الإشعاع كحزم راديوية شديدة من الأقطاب المغناطيسية النابضة.
تحتوي العديد من مصادر الأشعة السينية الثنائية ، مثل هرقل X-1 ، على نجوم نيوترونية. الأجسام الكونية من هذا النوع تنبعث من الأشعة السينية عن طريق ضغط المواد من النجوم المصاحبة المتراكمة على أسطحها.
يُنظر إلى النجوم النيوترونية أيضًا على أنها كائنات تسمى العابورات راديوية دوارة (RRATs) وكمغناطيسات. إن RRATs هي مصادر تنبعث منها رشقات راديوية واحدة ولكن على فترات غير منتظمة تتراوح من أربع دقائق إلى ثلاث ساعات. سبب ظاهرة RRAT غير معروف. المغناطيسات عبارة عن نجوم نيوترونية ممغنطة للغاية ولها مجال مغناطيسي يتراوح بين 10 14 و 10 15 غاوس.
يعتقد معظم الباحثين أن النجوم النيوترونية تتشكل من انفجارات السوبرنوفا التي يتوقف فيها انهيار النواة المركزية للسوبرنوفا عن طريق ارتفاع ضغط النيوترون مع زيادة كثافة النواة إلى حوالي 10 15 جرامًا لكل سم مكعب. إذا كان النواة المنهارة أكثر ضخامة من حوالي ثلاث كتل شمسية ، فلا يمكن تكوين نجم نيوتروني ، ويفترض أن يصبح النواة ثقبًا أسود.
