**중성자별**은 초신성 폭발 직후 무거운 별이 중력붕괴하여 만들어진 밀집성의 일종이다. 중성자별은 현재까지 관측된 우주의 천체 중 블랙홀 다음으로 밀도가 크다. 거의 12 ~ 13 km의 반지름에 태양의 두 배에 달하는 무거운 질량을 가지고 있다.

중성자별은 거의 대부분이 순전하가 없고 양성자보다 약간 더 무거운 핵자인 중성자로 구성되어 있다. 이들은 양자 축퇴압에 의해 붕괴되지 않고 유지되는데 이는 매우 뜨거우며 두 개의 중성자(또는 페르미 입자)가 동시에 같은 위치 및 양자 상태를 취할 수 없다는 원리인 파울리 배타 원리를 통해 설명되는 현상이다.

중성자별의 질량은 최소 1.1 태양질량에서 3 태양질량까지이다. 만큼에 해당하는 지구의 암석과 맞먹는다.

일반적으로 1.39 (찬드라세카르 한계)보다 작은 밀집성은 백색왜성이다. 그와 3 (톨만-오펜하이머-볼코프 한계) 사이에 있는 밀집성은 중성자별이 된다. 관측된 것 중 가장 무거운 중성자별의 질량은 약 2 이다. 10 보다 더 무거운 밀집성은 중성자 축퇴압이 밀집성을 지지하지 못하게 되어 밀집성은 보통 중력붕괴로 블랙홀을 형성하게 된다. 관측된 것 중 가장 작은 블랙홀의 질량은 약 5 이다. 두 밀집성 사이에는 쿼크별과 약전자기별과 같은 가설상의 중간질량 천체가 제시되어 왔다. 그러나 이들이 실제로 존재하는지는 확인되지 않았다. 그러한 고밀도에서의 물질의 상태에 관한 방정식은 이론 및 경험적 어려움으로 인해 정확히 알려져 있지 않다. 

일부 중성자별은 매우 빠르게 회전하며(최대 초당 716회,

## 형성
초기 질량이 약 8 이상인 모든 주계열성은 중성자별이 될 가능성이 있다. 별이 진화하여 주계열을 떠남으로써, 차후의 핵 연소는 철과잉 핵을 형성한다. 중심핵 내부의 모든 핵 연료가 고갈되었을 때, 핵은 축퇴압에 의해서 스스로 지지되어야 한다. 껍질 연소를 통해 핵에 물질이 더욱 침전되면, 핵은 찬드라세카르 한계에 이르게 된다. 전자 축퇴압은 중력을 이기지 못하고 압도되며, 핵은 더욱 붕괴하여 온도가 5×10에 해당하는 원자핵의 밀도에 이르게 되면, 중성자 축퇴압이 별의 수축을 멈추게 된다. 낙하 중인 별의 외곽 대기는 바깥으로 내쳐지며, II형 또는 Ib형 초신성이 된다. 이후에 잔해로 남은 것이 중성자별이다. 만약 중성자별의 질량이 5 보다 더 크다면, 별은 더욱 붕괴하여 블랙홀이 된다. 다른 중성자별은 근접쌍성 내에서 형성된다.

무거운 별의 핵은 II형, Ib형 또는 Ic형 초신성 폭발 과정에서 압축되며, 중성자별으로 붕괴하는 과정에서 각운동량의 대부분이 보존된다. 중성자별은 모체의 반지름의 아주 작은 비율을 차지하기 때문에(그래서 관성모멘트는 급격히 감소한다), 매우 빠르게 회전하면서 형성되어 이후에 점진적으로 느려진다. 중성자별은 약 14 밀리초에서 30 초까지의 자전주기를 가지고 있다. 중성자별의 밀도로 인해서 별의 표면중력은 보통 10 이렇게 어마어마한 크기의 중력으로 인해서 중성자별의 탈출속도는 100,000 km/s에서 150,000 km/s에 이른다. 이는 빛의 속도의 3분의 1에서 절반 가량에 해당한다. 중성자별의 표면으로 떨어지는 물질은 별의 중력에 의해 엄청난 속도로 가속된다. 충돌할 때의 힘은 물질을 구성하는 원자를 파괴할 수 있을 정도로, 모든 물질을 똑같게 만들게 하며, 대부분의 경우에 별의 일부분으로 남게 된다.

## 특징
중성자별 표면의 중력장은 지구 표면보다 약 2×10'')된다. 이 에너지는 중성자별의 중력 속박 에너지로부터 발생한 것이다.

중성자별의 상대론적 상태 방정식은 다양한 모형에 관한 반지름 대 질량에 관한 그래프를 이용한 짐 라티머(Jim Lattimer)에 의해 세워졌다.

현재 주어진 값


그리고 별의 질량 "M"은 일반적으로 태양의 질량의 배수로 표현된다.

그러면 중성자별에 관한 상대론적 비(比) 속박에너지는

2 인 중성자별은 반지름이 10,970 미터(AP4)보다 더 작아지지 않는다. 그러면 별의 질량비 중력 속박 에너지는 0.187, -18.7%(발열)가 된다. 이는 0.6/2 = 0.3, -30%에 가깝지 아니하다.

중성자별은 너무 밀하기 때문에 티스푼(5 ml) 정도의 부피에 기자의 대피라미드 질량의 약 900배에 달하는 5.5×10 그래서 일반적인 중성자별의 중력으로 1m 높이에서 떨어질 때 표면까지는 초당 약 2,000 km 또는 시간당 720만 km의 속도로 단 1 마이크로초 밖에 걸리지 않는다.

막 형성된 중성자별의 온도는 약 10 심지어 100만 켈빈일 때, 중성자별에 의해 방출되는 대부분의 빛은 X-선이다.

안쪽 지각에서 중심까지 내부의 압력은 3×10 Pa까지 증가한다.

중성자별에 대한 상태방정식은 아직까지 밝혀지지 않았다. 특수상대론에 가깝게 기술되는 축퇴가스에 대한 백색왜성의 상태방정식과는 상당히 다른 것으로 추정된다. 중성자별에서는 일반상대론적 효과가 커졌으므로 이를 무시할 수 없다. 상태에 대해서는 몇가지 방정식이 발표되어 왔으며 거기에 대한 현재 연구들은 이론들을 이용하여 중성자별의 물질을 밝혀내는 것을 시도하고 있다.

## 구조
현재 중성자별의 구조에 관한 이해는 수학적 모형으로부터 밝혀졌지만, 중성자별 진동의 연구를 통한 추론도 가능할 수 있다. 기존의 별에 대한 성진학과 같이, 내부 구조는 관측된 별의 진동의 빈도 스펙트럼 분석을 통해서 추정 된다.

현재 모형은 중성자별 표면의 물질이 고체 격자 구조로 으스러져 박혀 있는 기본 원자핵과, 이들 사이의 틈새를 흐르는 전자의 바다로 이루어져 있다고 설명한다. 표면에 있는 원자핵은 핵자당 결합 에너지가 큰 철일 것이다.

별의 "대기"(''atmosphere'')는 두께가 기껏해야 수 마이크로미터 밖에 되지 않을 것으로 가설화되었으며, 운동은 완전히 별의 자기장에 의해 통제된다. 대기의 아래 부분은 고체로 된 "지각"(''crust'')과 맞닥뜨리게 된다. 이 지각은 엄청나게 강력한 중력장으로 인해 극도로 딱딱하며 매우 매끄럽다(표면 고저차가 ~5 mm).

안쪽으로 진행하면, 중성자 수가 많아지는 원자핵들과 접하게 되는데, 이러한 원자핵들이 지구에 있다면 빠르게 붕괴하게 된다. 이들은 중성자별 내부에서 가해지는 엄청난 압력으로 인해 붕괴하지 않고 안정적으로 유지할 수 있게 된다. 깊이가 계속 깊어지면서 이 과정이 계속된다면, 중성자 방출(''neutron drip'')이 압도적이게 되어 자유 중성자의 농도가 빠르게 증가한다. 이 영역에는 원자핵, 자유 전자, 자유 중성자가 들어 있다. 중성자별의 중심핵에 이를 때까지, 원자핵은 (중력 및 압력이 강한 핵력을 압도하면서) 정의상 완전히 사라지게 되는(크기가 0이 되는) 점까지 점점 더 작아진다.

중심핵에 있는 초고밀도 물질의 조성은 아직까지 불확실하다. 어떤 모형에서는 핵이 초유체 중성자 축퇴물질로 구성되어 있다고 설명한다. 축퇴 기묘물질(위 쿼크와 아래 쿼크 대신에 기묘 쿼크가 포함), 중성자 대신에 고에너지 파이온 및 케이온을 포함하는 물질, 아니면 초고밀도 쿼크 축퇴물질 아니면 가장 가능성이 높은 설명은 양성자,중성자가 핵의 높은 온도에 녹아 쿼크,글루온으로 분해된 쿼크-글루온 플라즈마 상태의 물질로 되어있다 라고 설명한다 또는 더욱 이질적인 물질의 형태로 있을 수도 있다.

## 발견 역사
1934년, 월터 바데와 프리츠 츠비키가 중성자별의 존재를 발표하였다.}} 이는 제임스 채드윅 경의 중성자 발견 단 몇 년 후였다.이다. 이는 이전에 측정된 중성자별의 질량보다 상당히 크며, 중성자별의 내부 조성에 관한 강한 제한요인으로 자리잡는다.

2013년, 존 안토니아디스와 그의 동료들은 백색왜성 분광을 이용하여 PSR J0348+0432의 질량을 2.01±0.04 으로 측정하였다. 이는 그러한 무거운 별의 존재를 다른 방법을 이용하여 검증되었다. 나아가서, 이는 최초로 무거운 중성자별을 이용하여 일반상대성이론을 검증하게 만든 사례이다.

## 회전
중성자별은 형성 이후 극도로 빠르게 회전한다. 그 이유는 각운동량 보존 때문인데, 팔을 안으로 굽혀 빠르게 도는 피겨 스케이트 선수처럼 원형 별의 핵의 느린 회전은 수축으로 인해 빨라진다. 신생 중성자별은 초당 수 회의 회전을 할 수 있다. 때때로 짝별의 물질을 흡수하여 회전속도가 초당 백 회에 이르러 편구 모양이 되기도 한다.

중성자별은 회전하는 자기장을 통해 에너지를 방출하기 때문에 시간이 흐르면서 느려진다. 늙은 중성자별은 한 번 회전하는 데 수 초 정도 걸리게 된다.

중성자별의 회전속도가 느려지는 정도는 보통 일정하며 매우 작다. 관측된 감소율은 1회전에 10 초를 가정하면, 중성자별이 현재 초당 10회 회전한다면 100년 후에는 초당 9.99997회 회전하게 될 것이다.

가끔씩 중성자별은 갑자기 회전속도가 약간 증가하는 현상인 회전증속(''spin up'') 또는 글리치(''glitch'')를 겪기도 한다. 글리치는 성진의 영향으로 추정되고 있다. 성진은 "중성자" 지각의 강성 때문에 지진과 같은 지각 파괴와는 별개로서 발생한다. 성진이 일어난 후에, 별은 적도 반지름이 더 작아지게 되며, 각운동량이 보존되기 때문에 회전속도는 증가한다. 그러나 최근의 연구에서는 성진이 중성자별의 글리치에 대해 충분한 에너지를 방출하지 못한다고 주장한다. 대신 글리치는 준안정 에너지 상태에서 그보다 낮은 에너지 단계로 별의 초유체 핵에서의 소용돌이 전이에 의해 발생한 것이라고 주장되었다.

중성자별에서는 "맥동하는" 라디오파 및 X-선 방출이 관측되어 왔다. 이 펄스는 별의 자전축과 같은 방향으로 정렬되어 있지 않은 자축의 극 근처에서의 입자 강착에 의해 발생한 것으로 여겨진다. 아직 온전히 규명되지 않은 과정을 통해서, 입자들은 일관적인 라디오파 방출빔을 형성한다. 외부의 관찰자는 이러한 전파 빔이 자극이 시선방향을 스쳐 지나갈 때마다 맥동하는 것처럼 보게 된다. 펄스는 중성자별의 회전주기와 동일한 주기를 가지고 있다. 그러한 펄스를 방출하는 중성자별은 펄사라고 불린다.

현재까지 발견된 것 중 가장 빠르게 회전하는 중성자별은 초당 716회 회전하는 PSR J1748-2446ad이다. 그러나, 현재 이 신호는 여태까지 단 한번 관측되었기 때문에 이 별에서 또다른 폭발이 확인될 때까지 신중하게 생각해야 한다.

## 분포 및 거리
지금까지 우리은하와 마젤란은하에서 약 2000개의 중성자별이 알려져 있다. 이들 중 대부분은 라디오 펄사로서 관측되어 왔다. 중성자별은 대부분 우리은하의 원반을 따라 집중 분포되어 있다. 그렇지만 초신성 폭발 과정이 새로 형성된 중성자별을 큰 속도(400 km/s)로 가속시킬 수 있기 때문에 원반에 대한 수직 분포 범위가 크다.

가장 가까운 중성자별 중 일부는 약 400 광년 떨어져 있는 RX J1856.5-3754와 424 광년 떨어져 있는 PSR J0108-1431이다. RX J1856.5-3754는 황야의 7인이라 불리는 가까운 중성자별 군집의 일원이다. 근처에 있는 또다른 중성자별으로는 작은곰자리를 배경으로 움직이고 있는 칼베라가 있다. 이 별명은 별의 발견자들이 1960년 영화, ''황야의 7인''에서 틍장하는 악당 칼베라의 이름을 따서 붙여진 것이다. 빠르게 움직이는 이 천체는 ROSAT/밝은 광원 카탈로그를 이용하여 발견되었다.

## 쌍성 중성자별
현재 밝혀진 중성자별의 약 5%는 쌍성계의 일원이다. 쌍성 중성자별의 형성 및 진화 시나리오는 꽤 특이하고 복잡한 과정을 보인다. 두 중성자별을 포함한 쌍성의 합병이 짧은 감마선 폭발의 형성 원인이 된다고 발표되었는데, 이러한 사건은 초신성 핵합성 이론과 대립하면서 철 이상의 모든 화학 원소의 형성 원인이 될 수 있기도 하다.{{웹 인용

## 거대 원자핵
중성자별은 밀도(10배 이내)와 핵자로 구성되어 있다는 점을 포함해서 어느정도 원자핵의 성질을 지니고 있다. 대중적인 과학 저작물에서 중성자별은 가끔씩 거대한 원자핵으로 표현되기도 한다. 그러나 다른 측면에서 보면 중성자별과 원자핵은 상당히 다르다. 특히, 원자핵은 강한 상호작용에 의해 입자들이 서로 속박되어 있지만, 중성자별은 중력에 의해 속박되어 있다. 따라서 중성자별의 밀도와 구조는 더 가변적이다. 별과 같은 천체로 간주하는 것이 더욱 그럴듯하다.