中子星與脈沖星

當超新星爆發後，剩餘核心質量介乎太陽質量的1.4至3倍，那麼核心中的電子簡併壓力便再不足以抵抗強大的引力，恆星會進一步收縮，直至原来位於核外的电子几乎全部被挤到原子核里去，和核內的質子結合成為中子及中微子。由于密度大，令中子之间产生一种斥力，对抗引力塌陷，使内核达到一个稳定平衡的状态，這稱為中子簡併壓力(Neutron Degeneracy Pressure﹐同電子簡併壓力一樣﹐中子簡併壓力並非來自核子反應﹐它可永遠扺抗恆星的引力收縮) ，中子簡併壓力便會抗衡核心進一步收縮，一顆穩定、非常細小但密度極高的中子星(Neutron Star)便在宇宙中誕生。中子星中95-99%的成分是中子，但仍有少量的質子和電子。一般半徑約為8至16公里，其大小跟一個城市差不多，密度約為每立方厘米三千億公斤，比白矮星还要高几百万倍。由於引力場實在太強大，任何山脈高山皆會被引力蕩平，所以中子星的表面十分光滑。

目前很多理論學家都相信，中子星的內部結構大概可分為三層，最外一層約一公里厚，由重原子核組成的外星殼，硬度約為鋼的數百萬倍，之下是一層約8公里，呈液態的中子流質及具超導性質的質子與電子的球層，核心可能是一個由很重的基本粒子所構成的固體核心。

中子星的一個非常重要的特性是它的自轉速度非常高，其原因在形成中子星前的超新星爆炸過程中，恆星本身所損失的角動量不多，但由於其體積大量縮減，最終令其自轉速大幅提升(與花式溜冰選手將手腳緊貼身體的狀況相似)。中子星另一個非常重要的特性是它擁有極強的磁場，約一萬億高斯(Gauss)，比地球磁場強10⁸至10¹⁵倍。當電子以螺旋軌道繞著磁力線移動，便會沿著兩個磁極向外發射出無線電波。通常恆星的自轉軸和磁軸並不一致，中子星亦不例外，沿著磁軸向外發射的無線電波束，在中子星自轉的帶動下，便會如燈塔般向宇宙掃射，這便是著名的燈塔效應(Lighthouse Theory)。當地球位於這些宇宙「燈塔」掃過的範圍，便會收到極端規律的無線電波訊號，這便是脈沖星(或稱波霎)，在蟹狀星雲中心便有一顆最出名的中子星，其周期約為0.033秒。

第一顆脈沖星在1967年被Bell與Hewish發現，那時天文學家誤以為這些訊號來自另一個天外文明(當時稱這天外文明為小綠人) ，發現不對後便產生了一個更嚴重的問題。有些脈沖星稱為毫秒脈沖星，其自轉周期可短至0.001秒！有甚麼物體可以如此飛快轉動而不會因而解體？中子星的超強引力提供了最佳的解答。

由於中子星非常沉重，所以它的自轉周期非常規律，有些中子星的脈沖周期可以準確至小數後十個位，因此，就算中子星出現輕微的異動，天文學家亦可以觀察得到。例如假若有一顆行星圍繞一顆中子星運行，它會令中子星出現搖動，引致脈沖的間隔變長或短，由此我們根據脈沖周期的變化，可推斷出行星的質量和軌道半徑，這亦是天文學家找出第一顆地外行星時所用的方法。

以上的討論都是基於單星系統的，其實宇宙中存在不少有趣的中子星雙星系統。例如假若有一顆中子星的伴星為巨星，那麼物質便會由巨星流入中子星產生噴流和並放射出X射線，成為X射線脈沖星。另於1980年代中期發現了另一類中子星，其自轉週期在數微秒，稱為微秒脈沖星，天文學家認為具有如此短自轉週期的中子星，是它已瀕臨分解(breakup) 邊緣。在本銀河系己知的100 個微秒脈沖星中，有40 個位於球狀星團之內。球狀星團的年齡在百億年之上，故可能有"注能"的機制 ，以維持耗能如此巨大的中子星，保持如此短的週期。

中子星最終也會停止轉動，中子星本身是恆星的“遺骸” ，沒有熱核反應，其輻射是來自帶電粒子在中子星磁極附近的同步加速輻射。由於剛形成的中子星以極高速旋轉，磁場非常強大，故此同步加速輻射大都是高能的X射線，這輻射過程會將能量帶走，使中子星的自轉周期變長，但這速率十分緩慢，大約每年只增加百萬分之一至千億分之一秒。由於其自轉速度會變得越來越慢，磁場也因此減弱，但其發出的輻射屬於能量較低的無線電波，所以要中子星完全停止所需的時間，恐怕比現今宇宙的年齡還要大，所以還沒有發現過停止轉動的中子星。就算這種中子星真的存在，由於它不發出任何電磁波，天文學家也很難發現它，除非它身旁還有一顆伴星，人們才可以透過觀測伴星的運動來得知它的存在。