O stea neutronică este un tip de rămășiță fie a colapsului gravitațional al unei stele masive într-o supernovă de tip II, de tip Ib sau de tip Ic. Asemenea stele sunt formate aproape în întregime din neutroni, particule subatomice fără sarcină electrică și cu mase similare cu cele ale protonilor. Stelele neutronice sunt foarte fierbinți și prăbușirea lor este frânată doar de principiul de excluziune al lui Pauli. Acest principiu afirmă că doi neutroni (sau, în general, doi fermioni) nu pot ocupa același loc și avea aceeași stare cuantică simultan.
O stea neutronică tipică are o masă între 1,35 și 2,1 mase solare, cu o rază de aproximativ 12 km dacă se utilizează ecuația de stare Akmal-Pandharipande-Ravenhall (APR).[1][2] Prin contrast, raza Soarelui este de aproximativ de 60.000 de ori mai mare. Stelele neutronice au densități în general prezise de ecuația de stare APR între 7017370000000000000♠3.7×1017 și 7017590000000000000♠5.9×1017 kg/m3 (de 7014260000000000000♠2.6×1014–7014409999999999999♠4.1×1014 ori mai mari ca densitatea Soarelui),[3] comparabilă cu densitatea aproximativă a unui nucleu atomic de 7017300000000000000♠3×1017 kg/m3.[4] Densitatea unei stele neutronice variază între mai puțin de 7009100000000000000♠1×109 kg/m3 pe scoarță până la peste 7017600000000000000♠6×1017 sau 7017800000000000000♠8×1017 kg/m3 în profunzime.[5]
Descoperitoarea primei stele neutronice a fost Jocelyn Bell Burnell de la Universitatea Cambridge (Anglia) în anul 1967.
Clasificare
- obișnuite (nepulsare).
- pulsare.
- binare (2 stele neutronice se rotesc împreună până la coliziunea finală explozivă).
- binare (o stea neutronică și o stea obișnuită se rotesc împreună, cea obișnuită fiind consumată treptat de cea neutronică).
- magnetare.
^Paweł Haensel, A Y Potekhin, D G Yakovlev (). Neutron Stars. Springer. ISBN0387335439.Mentenanță CS1: Nume multiple: lista autorilor (link)
^Densitatea unei stele neutronice crește cu masa ei și, pentru majoritatea ecuațiilor de stare, raza ei scade neliniar cu masa. De exemplu, predicțiile pentru o stea de 1,35 M sunt, conform diferitelor ecuații de stare: FPS 10,8 km, UU 11,1 km, APR 12,1 km și L 14,9 km. Pentru o stea mai masivă cu raza de 2,1 M, predicțiile sunt: FPS nedefinit, UU 10,5 km, APR 11,8 km și L 15,1 km. (Grafic al maselor realizat de NASAArhivat în , la Wayback Machine.)
^7017370000000000000♠3.7×1017 kg/m3 rezultă din masa 2.68 × 1030 kg / volumul stelei de rază 12 km; 7017590000000000000♠5.9×1017 kg m-3 rezultă din masa 7030420000000000000♠4.2×1030 kg pe volumul stelei de rază 11.9 km
