Gwiazdy neutronowe. Pulsary

• Jądra gwiazd o masach (jądra) większych niż $1.44\: \mathfrak{M}_{\odot}$ przechodzą przez stan białego karła lecz ich grawitacja jest tak silna, że przewyższa ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego. Jądro kurczy sie dalej.
• Po osiągnięciu gęstości $10^{17}\: \textrm{kg}/\textrm{m}^{3}$ następuje rozpad jąder atomowych. Większość protonów zamienia się w neutrony w wyniku odwrotnego rozpadu beta ( $p^{+} + e^{-} \to n + \nu$)
• Pojawia się zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu, które zatrzymuje proces kontrakcji. Powstaje gwiazda neutronowa o rozmiarach $10$-$20$ km
• Gwiazdy neutronowe bardzo szybko rotują (w czasie kurczenia zostaje zachowana większość momentu pędu jądra, zatem wielokrotne zmniejszenie promienia powoduje znaczny wzrost prwędkości rotacji)
• Gwiazdy neutronowe mają bardzo silne, dipolowe pola magnetyczne. Bieguny magnetyczne nie muszą znajdować się na osi rotacji
• Niektóre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary. Pulsary wysyłają krótkie błyski na falach radiowych, powtarzające się z zegarową dokładnością z okresem od milisekund do sekund.
• Zjawisko pulsara wyjaśnia model latarni morskiej. Fale radiowe generowane są przez relatywistyczne elektrony, krążące wokół linii sił pola magnetycznego, w efekcie synchrotronowym.
• Łączny kierunek emisji promieniowania ograniczony jest do wąskiego stożka w przestrzeni, który szybko rotuje wraz z gwiazdą.
• Jeśli Ziemia znajdzie się na drodze tego stożka, obserwowane są błyski radiowe.