脈衝星 PSR B1509-58 的辐射，一个快速旋转的中子星，使得周边气体X射线 发光（金色，来自钱德拉 ）并且照亮星云 的其他部分，这里以红外线 可见（蓝色与红色，来自WISE ）。中子星 （英語：neutron star ），是恒星演化 到末期，經由引力坍縮 發生超新星爆炸 之後，可能成為的少數終點 之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚变 反應中耗盡，并最终轉變成鐵元素后，便無法再从聚变反应 中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星 爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星内部区域被压缩成白矮星 、中子星 或黑洞 。
若是白矮星 被压缩成中子星，過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子 併入質子 轉化成中子 ，直徑大約只有十餘公里，但上面一立方厘米的物質便可重達十億噸，且旋轉速度極快。由於其磁軸和自轉軸並不重合，磁場 旋轉時所產生的無線電波等各种辐射可能會以一明一滅的方式傳到地球 ，犹如眨眼，这被稱作脈衝星 。
一顆典型的中子星質量介於太陽質量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間（質量越大半徑收縮得越小），也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此，中子星的密度 在每立方公分8×107 噸至2×109 噸間，此密度约等于原子核 的密度[ 1]
緻密恆星的質量低於1.44倍太陽質量 ，則可能是白矮星 ，但质量大於奧本海默-沃爾可夫極限 （3.2倍太陽質量 ）的恆星会继续發生引力坍縮 ，則無可避免的將產生黑洞 。
由於中子星保留母恆星大部分的角動量 ，但半徑只是母恆星極微小的量，轉動慣量 的減少導致轉速迅速的增加，產生非常高的自轉速率，周期從毫秒脈衝星 的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有強大的表面重力 ，強度是地球 的2×1011 到3×1012 倍。逃逸速度 是將物體由重力場移動至無窮遠的距離所需要的速度 ，是測量重力 的一項指標。一顆中子星的逃逸速度 大約在10,000至150,000公里／秒之間，也就是可以達到光速的一半。換言之，物體落至中子星表面的速度也將達到150,000公里／秒。更具體的說明，如果一個普通體重（70公斤）的人遇到中子星，他撞擊到中子星表面所产生的能量將相當於二億噸TNT當量 （约等于沙皇氢弹 设计当量的两倍）[ 2]
中子星的引力光偏转。 由于相对论的光偏转，可以看到超过一半的表面（此处每个网格块表示30度乘30度）[ 3] 自然单位 为单位，所描绘的恒星的质量是1和它的半径是4，或者是史瓦西半徑 的两倍[ 3] 中子星的模型 1932年，英國 剑桥大学 卡文迪许实验室 的詹姆斯·查德威克 发现中子 [ 4] 诺贝尔物理学奖 ）。苏联 著名物理学家列夫·朗道 当时正在丹麦著名物理学家波尔 那里访问，参加了波尔召集的新发现的中子的讨论。讨论会上，朗道敏锐地推断如果恒星质量超过钱德拉塞卡极限 ，也不会一直塌缩下去，因为电子会被压进氦原子核中，质子和电子将会因引力的作用结合在一起成为中子。中子和电子一样，也是遵循泡利不相容原理 的费米子 ，因此这些中子在一起产生的“中子简并压”力，可以抗衡引力使得恒星成为密度比白矮星大得多的稳定的中子星。但朗道的想法并没有发表。1934年，美国 威尔逊山天文台 工作的沃尔特·巴德 和弗里茨·兹威基 发表文章称，中子简并压力能够支持质量超过钱德拉塞卡极限 的恒星，预言中子星的存在[ 5] 超新星 爆炸的解釋，他們提議中子星是超新星爆炸後的產物。超新星是突然出現在天空中的垂死恆星，在出現後的幾天或整個星期內，在可見光的亮度上可以超越整個星系 。巴德和茨威基正確的解釋產生中子星時釋放出的重力束縛能，供給超新星的能量：“在超新星形成的過程中大量的質量被湮滅”。如果在中心的大質量恆星在它崩潰之前的質量是太陽質量的3倍，那麼在中心可能形成一顆2倍太陽質量的中子星。被釋放出來的束縛能 （E = mc2 ）相當於一個太陽的質量全數轉化成能量，這足以作為超新星 最後的能量來源。
第二次世界大战 爆发前不久，美国物理学家罗伯特·奥本海默 和乔治·沃尔科夫 提出系统的中子星理论，认为在质量与太阳相似的恒星内部可以达到简并中子的流体静力学平衡，但是并没有引起天文学界的重视。
1965年，英国射电天文学家安東尼·休伊什 和Samuel Okoye 天關客星 ）爆炸後的殘骸「蟹狀星雲 」[ 6]
1967年，剑桥大学 卡文迪许实验室 的安东尼·休伊什 学生乔丝琳·贝尔 发现1.337秒有规律的无线电脉冲，人们将这一类新天体称为“脉冲星 ”，并且确认它们就是30年前朗道预言的中子星，发出的脉冲是中子星快速旋转的结果。
1968年有人提出脉冲星是快速旋转的中子星[ 7]
1969年，在1054年超新星 爆发的残骸蟹状星云 中，发现了一颗射电脉冲星（中子星），证明了脉冲星 、中子星和超新星 之间的关系。
1971年，里卡尔多·贾科尼 等人发现半人马座 的X射线源 半人马座X-3 具有4.8秒的周期[ 8] X射线双星 。
1974年，安東尼·休伊什 因為在脈衝星的發現上所扮演的角色而獲得諾貝爾物理學獎 ，但是共同的發現者Samuel Okoye和乔丝琳·贝尔 並未一同獲獎。
X-射線爆發 –中子星與低質量恆星共同組成的聯星，在質量吸積的過程中會造成中子星表面不規則的能量爆發。脈衝星 –一般的說法是由於中子星強大的磁場，使得發射的電磁波隨著中子星的自轉，以脈衝的形式定期的朝向我們發射。磁星 –磁場特別強大的中子星，有些磁星能夠連續的發射軟γ射線 。
當脈衝星被發現之後，快速的脈衝（大約1秒鐘，在1960年代的天文學是很不尋常的）被半認真的視為外星文明 傳送來的訊息，隨後被半開玩笑的稱為小綠人，標示為LGM-1 。但在更多的，以不同的自轉週期散佈在天空各處的脈衝星被發現之後，就迅速的排除了這種可能性。而在發現船帆座 脈衝星和超新星殘骸 的關聯性之後，更進一步發現蟹狀星雲 的能量來自一顆脈衝星蟹状星云脉冲星 （PSR B0531+21），不得不令人信服脈衝星就是中子星的解釋。
还有另外一种中子星，称作磁星。磁星具有大约1011 特斯拉 的磁场，大约是普通中子星的1000倍。这足以在月球轨道的一半距离上擦除地球上的一张信用卡。作为对比，地球的自然磁场是大约6×10－5 特斯拉；一小块钕磁铁 的磁场大约是1特斯拉；多数用于数据存储的磁介质可以被10-3 特斯拉的磁场擦除。[來源請求]
磁星有时会产生X射线脉冲。大约每10年，银河系中就会有某一颗磁星爆发出很强的伽马射线 。磁星有比较长的自转周期，一般为5到12秒，因为它们的强磁场会使得自转速度减慢。 [來源請求]
中子星大致分成三层，核心部分因压力更大，由超子 组成；中间层则是自由中子，表面因中子进行β衰变成电子 、质子 、微中子 。因具有原子核 的某些包括密度在内的性质。因此，在流行的科学文献中，中子星有时被称为巨型原子核。然而在其他方面，中子星和真正的原子核是很不一样的。例如，原子核是靠强相互作用 结合在一起，而中子星是靠引力相互作用 结合在一起。根据当今主流理论，把它们看作天体 会更正確一些。
艺术家对中子星RX J0806.4-4123周围的圆盘的印象图。[ 9]
^ Calculating a Neutron Star's Density . [2006-03-11 ] . （原始内容存档 于2006-02-24）. ^
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{\displaystyle {\frac {(150,000\ km/s)^{2}\times \ 70\ kg\times 1/2}{4.184\times 10^{15}\ J/megaton}}=188.2\ megatons}
^ 3.0 3.1 Zahn, Corvin. Tempolimit Lichtgeschwindigkeit . 1990-10-09 [2009-10-09 ] . （原始内容存档 于2021-01-26） （德语） . Durch die gravitative Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar. Masse des Neutronensterns: 1, Radius des Neutronensterns: 4, ... dimensionslosen Einheiten (c , G = 1) ^ Chadwick, J., 1932, Nature , 129 , 312. ^ Baade, W., Zwicky, F., 1934, Physical Review , 46 , 76. ^ Hewish and Okoye. Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula. Nature: 59. ^
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