Neitronu zvaigzne, jebkura no ļoti blīvu, kompaktu zvaigžņu klases, kuru domā galvenokārt veido neitroni. Neitronu zvaigznīšu diametrs parasti ir aptuveni 20 km (12 jūdzes). Viņu masas ir no 1,18 līdz 1,97 reizes lielākas par Sauli, bet lielākā daļa ir 1,35 reizes lielākas par Sauli. Tādējādi to vidējais blīvums ir ārkārtīgi augsts - apmēram 10 14reizes lielāks nekā ūdens. Tas tuvina blīvumu atoma kodola iekšpusē, un dažos veidos neitronu zvaigzni var uztvert kā gigantisku kodolu. Nav precīzi zināms, kas atrodas zvaigznes centrā, kur ir vislielākais spiediens; teorijās ietilpst hiperoni, kaoni un pioni. Starpkārtas lielākoties ir neitroni un, iespējams, ir “superšķidrā” stāvoklī. Ārējais 1 km (0,6 jūdzes) ir ciets, neskatoties uz augsto temperatūru, kas var sasniegt pat 1 000 000 K. Šī cietā slāņa virsmu, kur spiediens ir viszemākais, veido ārkārtīgi blīva dzelzs forma.
zvaigzne: neitronu zvaigznes
Kad atlikušās serdes masa atrodas starp 1,4 un apmēram 2 saules masām, tā acīmredzot kļūst par neitronu zvaigzni ar blīvumu vairāk nekā
Vēl viena svarīga neitronu zvaigžņu īpašība ir ļoti spēcīgu magnētisko lauku klātbūtne, kas ir augšpus 10 12 gauss (Zemes magnētiskais lauks ir 0,5 gauss), kas izraisa virsmas dzelzs polimerizāciju garu dzelzs atomu ķēžu veidā. Atsevišķie atomi tiek saspiesti un pagarināti magnētiskā lauka virzienā un var savienoties kopā no viena gala līdz otram. Zem virsmas spiediens kļūst pārāk augsts, lai varētu pastāvēt atsevišķi atomi.
Pulsāru atklāšana 1967. gadā sniedza pirmos pierādījumus par neitronu zvaigžņu esamību. Pulsāri ir neitronu zvaigznes, kas vienā apgriezienā izstaro starojuma impulsus. Izstarotais starojums parasti ir radioviļņi, bet ir zināms, ka arī impulsi izstaro optiskā, rentgena un gamma starojuma viļņu garumā. Ļoti īsie periodi, piemēram, krabis (NP 0532) un Vela pulsars (attiecīgi 33 un 83 milisekundes), izslēdz iespēju, ka tie varētu būt baltie punduri. Impulsus rada elektrodinamiskas parādības, ko rada to griešanās un spēcīgi magnētiskie lauki, tāpat kā dinamo. Radio pulsatora gadījumā neitroni uz zvaigznes virsmas sadalās protonos un elektronos. Kad šīs uzlādētās daļiņas izdalās no virsmas, tās nonāk intensīvā magnētiskajā laukā, kas ieskauj zvaigzni un rotē līdz ar to. Paātrināts līdz ātrumam, kas tuvojas gaismas ātrumam, daļiņas izdala elektromagnētisko starojumu, sinhrotrona izstarojot. Šis starojums tiek izlaists intensīvu radio staru veidā no pulsara magnētiskajiem poliem.
Daudzi bināri rentgenstaru avoti, piemēram, Hercules X-1, satur neitronu zvaigznes. Šāda veida kosmiskie objekti izstaro rentgena starus, saspiežot materiālu no zvaigznēm, kas uzkrītas uz to virsmām.
Neitronu zvaigznes tiek uzskatītas arī par objektiem, kurus sauc par rotējošiem radio pārejiem (RRAT), un kā par magnātiem. RRAT ir avoti, kas izstaro vienu radio pārraidi, bet ar neregulāriem intervāliem no četrām minūtēm līdz trim stundām. RRAT parādības cēlonis nav zināms. Magnēti ir ļoti magnetizētas neitronu zvaigznes, kuru magnētiskais lauks ir no 10 14 līdz 10 15 gausiem.
Lielākā daļa izmeklētāju uzskata, ka neitronu zvaigznes veidojas no supernovas sprādzieniem, kuros supernovas centrālā kodola sabrukšana tiek apturēta, palielinoties neitronu spiedienam, jo kodola blīvums palielinās līdz aptuveni 10 15 gramiem kubikcentimetros. Tomēr, ja sabrūkošais kodols ir masīvāks nekā apmēram trīs saules masas, neitronu zvaigzni nevar izveidot, un kodols, domājams, varētu kļūt par melno caurumu.
