miniatuur|De straling van de pulsar PSR B1509-58, een snel roterende neutronenster, doet het nabije gas oplichten in röntgenstraling (hier goudkleurig) gemeten met de Chandra. Ook de rest van de nevel licht op, hier zichtbaar in het infrarood (blauw en rood), gemeten met de WISE. Een neutronenster is een ineengestorte kern van een reuzenster, die voor de implosie een totale massa had tussen 10 en 29 zonsmassa's. Neutronensterren zijn het kleinst van alle sterren en hebben de hoogste dichtheid, tenzij men een zwart gat als een ster beschouwt. Neutronensterren hebben een straal van ruwweg 10 kilometer en een totale massa van minder dan 2,16 zonsmassa's.
Een neutronenster is het resultaat van een combinatie van een supernova-explosie en een zwaartekrachtimplosie van een zware ster, waardoor de dichtheid van de sterkern voorbij het witte-dwergstadium wordt gebracht, tot aan het niveau van atoomkernen.
Als een neutronenster eenmaal gevormd is wordt er niet langer warmte in gegenereerd en koelt ze alleen nog maar af. Er kunnen echter wel door accretieprocessen of botsingen nog veranderingen voorkomen. Volgens de meeste voorspellingsmodellen voor deze objecten bestaan neutronensterren bijna geheel uit neutronen; in een neutronenster zullen de elektronen en protonen uit normale materie in deze extreme omstandigheden tot bijna alleen maar neutronen combineren. Tot een verdere ineenstorting komt het niet in deze vorm van ontaarde materie, doordat de neutronen voldoende tegendruk geven. Dit wordt beschreven in het uitsluitingsprincipe van Pauli. Zoals in een witte dwerg elektronen verdere ineenstorting voorkomen, gebeurt dat nu met neutronen. Deze tegendruk is echter niet voldoende om een object van meer dan 0,7 zonsmassa in stand te houden, en dan beginnen afstotende nucleaire krachten een grotere rol te spelen in het huishouden van de massievere neutronensterren. Wanneer dit ster-overblijfsel een massa zou hebben die groter is dan de Oppenheimer-Volkofflimiet, stort het waarschijnlijk ineen tot een zwart gat.
De neutronensterren die geobserveerd kunnen worden zijn erg heet en hebben doorgaans een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 600.000 kelvin. De dichtheid is zo gigantisch dat een luciferdoosje vol met neutronenstermaterie zo'n 3 biljoen kilo zou wegen op aarde, hetzelfde gewicht als een halve kubieke kilometer van de aardbol. Het magnetisch veld van een neutronenster heeft een waarde tussen 108 en 1015 maal zo sterk als het magnetisch veld van de aarde. Het zwaartekrachtveld aan de oppervlakte van een neutronenster is 200 miljard keer zo sterk als dat op onze planeet.
Wanneer de kern van een ster ineenstort zal de rotatiesnelheid toenemen door de wet van behoud van impulsmoment. Daardoor roteren recent gevormde neutronensterren extreem snel, tot wel honderden omwentelingen per seconde. Sommige neutronensterren zenden bundels van elektromagnetische straling uit waardoor ze detecteerbaar worden als een pulsar. Het was ook via de ontdekking van de pulsar in 1967 door Jocelyn Bell Burnell dat neutronensterren konden worden gedetecteerd. Men gaat ervan uit dat de straling van pulsars hoofdzakelijk wordt uitgezonden bij het gebied rond de magnetische polen. Wanneer deze polen niet direct naar de aarde gericht staan, maar de observatie wel in een gedeelte van de richting van deze draaiende stralen staat, ziet men pulsaties van straling, zoals bij een vuurtoren. De neutronenster met de snelst bekende rotatie is PSR J1748−2446ad, met een rotatiesnelheid van 716 maal per seconde of 43 duizend keer per minuut. Dit is een lineaire snelheid op het oppervlak van bijna een kwart van de lichtsnelheid.
Men veronderstelt dat er rond de 100 miljoen neutronensterren zijn in de Melkweg. Dit getal is verkregen door te schatten hoe veel zware sterren sinds het begin der tijden een supernova-explosie hebben ondergaan. De meeste van deze neutronensterren zullen echter koud en oud geworden zijn. Neutronensterren kunnen alleen door ons gedetecteerd worden in specifieke gevallen, zoals bij een pulsar of in een dubbelstersysteem. Als ze traag roteren en geen materie aantrekken door accretie zijn neutronensterren haast onzichtbaar. Sinds de detectie van RX J185635-3754 door de ruimtetelescoop Hubble zijn er echter een paar dichtbije neutronensterren gevonden die alleen hittestraling uitzenden. Ook soft gamma repeaters worden verondersteld een soort neutronenster te zijn met een uitzonderlijk sterk magnetisch veld, bekend onder de naam magnetar, eventueel zou het ook een neutronenster met een fossiele accretieschijf kunnen zijn.
Neutronensterren in een dubbelstersysteem kunnen accretie vertonen waarbij het systeem meestal het krachtigst uitstraalt in röntgenstraling, dat dan als een pulsar kan worden waargenomen. Ook kan zo'n proces van accretie een oudere pulsar nieuw leven in blazen en ze mogelijk in massa en rotatiesnelheid doen toenemen. Millisecondepulsars zijn neutronensterren in een accretieproces. Deze dubbelstersystemen kunnen verder evolueren en hierbij kan de begeleidende ster uiteindelijk zelfs een witte dwerg of neutronenster worden. Ook zijn er andere mogelijkheden zoals een totale destructie van de begeleider door botsing of totale absorptie denkbaar. Dergelijke samensmeltingen van neutronensterren zouden weleens de bron kunnen zijn van kortdurende gammaflitsen en zijn hoogstwaarschijnlijk krachtige bronnen van zwaartekrachtgolven. In 2017 heeft men met GW170817 de zwaartekrachtgolven van zo'n gebeurtenis opgevangen. Zwaartekrachtgolven zijn ook indirect waargenomen in het dubbelstersysteem PSR B1913+16 van twee neutronensterren.
In oktober van 2018 rapporteerden astronomen dat de opgevangen gammaflits GRB 150101B uit 2015 veel overeenkomsten had met het historische GW170817-signaal en wellicht ook het gevolg van een samensmelting van neutronensterren is geweest. De gelijkenissen tussen de twee gebeurtenissen, kijkend naar de eigenschappen van de gammastraling, optica en röntgenstraling, waren opvallend, maar ook het soort sterrenstelsel waar ze uit kwamen leek op elkaar. Deze afzonderlijke gebeurtenissen waren waarschijnlijk een kilonova, die weleens veel vaker kunnen voorkomen in het heelal dan tot nu toe werd gedacht, volgens de onderzoekers.
Ontdekking miniatuur|245x245px|Jocelyn Bell in 1967, het jaar dat zij de eerste neutronenster ontdekte links|miniatuur|226x226px|Datastrook waarop Jocelyn Bell Burnell het eerste bewijs van een pulsar ontdekte, tentoongesteld in de Universiteit van Cambridge Het bestaan van neutronensterren werd voor het eerst voorspeld door Walter Baade en Fritz Zwicky in 1934 aan het California Institute of Technology. Meer dan dertig jaar later, in 1967, werd de eerste ontdekt door Jocelyn Bell Burnell, een doctoraatstudente aan de universiteit van Cambridge.Hewish, A., Bell, S., Pilkington, J. et al. Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source. Nature 217, 709–713 (1968). Het was een snelroterend exemplaar, een pulsar. De vingerafdruk van deze ster was een abnormaal signaal in stralingsdata (radiogolven) uit de hemel, opgevangen door een radiotelescoop en afgedrukt via een papierbandrecorder. Het signaal had een periode van 1,337 seconden. Ze sloot uit dat het signaal van de aarde afkomstig was omdat het niet terugkwam op dezelfde positie aan de hemel na een periode van precies 24 uur (een gewone dag of zonnedag), maar na een siderische dag, die iets korter is. Het toen nog geheimzinnige hemelobject werd tijdelijk LGM (Little Green Men) gedoopt. Vandaag draagt de pulsar de naam PSR B1919+21.
De ontdekking werd gelauwerd met een Nobelprijs voor haar promotor Antony Hewish, en collega radio-astronoom Martin Ryle die de revolutionaire radiotelescopen had ontwikkeld. Bell zelf ontving in 2018 de Breakthrough Prize voor de ontdekking.Pulsar discoverer Jocelyn Bell Burnell wins $3-million Breakthrough Prize, Nature 561, 161 (2018),
Vormingsproces miniatuur|Een simplistische weergave van het vormingsproces van een neutronenster In een sterkern vindt door de enorme druk van diens massa kernfusie plaats. De daarbij vrijkomende energie geeft een tegendruk tegen de zwaartekracht, waardoor er een stabiel systeem ontstaat. Wanneer de voorraad waterstof opraakt, lijkt de zwaartekracht te winnen maar door de verhoogde druk smelten nu de heliumkernen samen tot koolstof. Deze nucleosynthese gaat door totdat de sterkern uit ijzer bestaat. Het ineenpersen van ijzerkernen kost meer energie dan het uit fusie kan genereren, de tegendruk neemt explosief af waardoor de ster nu onder haar eigen gewicht abrupt ineenstort. Deze implosie, en het wegwerpen van de buitenste lagen, noemt men een supernova. De zwaartekracht wint het nu deels van de ontaardingsdruk geproduceerd door het Pauliprincipe, dat de elektronen op afstand van de atoomkernen houdt. De elektronen worden in de atoomkern geperst. De elektronen smelten samen met de protonen in de kern en vormen zo neutronen. Deze overgebleven sterkern van samengeperste neutronen is de neutronenster.
Elke hoofdreeksster met een beginmassa van minimaal acht maal de zon (8 M☉) heeft de potentie om een neutronenster te produceren. Als de evolutie van een ster na de hoofdreeks verdergaat, kan het fusieproces uiteindelijk een sterkern rijk in ijzer creëren. Wanneer alle brandstof voor het fusieproces in de kern op is, heeft de kern alleen degeneratieve tegendruk nog om zichzelf in stand te houden. Toenemende afzetting van materie naar de kern door het fusieproces in de fusieschil van de ster kan de massa van de kern over de Chandrasekhar-limiet laten gaan. Degeneratieve elektronendruk wordt overwonnen en de materie in de kern stort verder ineen waarbij de temperatuur oploopt tot meer dan vijf miljard kelvin. Bij deze temperatuur vindt er fotodesintegratie plaats: het uiteenvallen van ijzermolecuulkernen tot alfadeeltjes, door hoog energetische gammastraling. Terwijl de temperatuur blijft toenemen zullen elektronen en protonen gaan combineren tot neutronen via elektronenvangst, waarbij een vloedgolf aan neutrino's vrijkomt. Als de dichtheid een nucleaire dichtheid van 4×1017 kg/m3 bereikt stopt degeneratieve druk van neutronen het ineenkrimpen. Het neerdalen van de buitenste sterschil wordt gestopt en deze wordt van de kern af geschoten door een schokgolf van neutrino's, die geproduceerd worden bij het vormingsproces van de neutronen en ontstaat er een supernova. Wat er overblijft is de neutronenster.
Wanneer een sterkern van een zware ster wordt samengeperst tijdens een supernova type II of type Ib of Ic en ineenstort tot een neutronenster, zal ze het grootste deel van haar impulsmoment behouden. Doordat een neutronenster maar een fractie van de straal heeft van de oorspronkelijke ster (en daardoor haar traagheidsmoment flink gereduceerd is), wordt een neutronenster met een extreem hoge rotatiesnelheid gevormd. Heel langzaam neemt de rotatiesnelheid af. Van neutronensterren is bekend dat zij een rotatieperiode hebben tussen 1,4 milliseconden tot 30 seconden. Vanwege de ongelooflijk hoge dichtheid is de zwaartekracht aan de oppervlakte ook gigantisch, met waarden van meestal rond de 1012 tot meer dan 1011 maal die van de aarde. Met zo'n zwaartekracht hebben neutronensterren een ontsnappingssnelheid tussen de 100.000 en een derde tot de helft van de lichtsnelheid. De zwaartekracht van een neutronenster trekt invallende materie aan tot enorme snelheden en de resulterende impact zal de atomen van zo'n invallend object kapot maken. Deze materie zal hierna identiek zijn geworden aan de rest van de ster.
Eigenschappen Massa en temperatuur