নিউট্রন তারা
নিউট্রন তারা একটি সুবৃহৎ তারার অবশিষ্টাংশ যা অতিনবতারার ধ্বংসের মাধ্যমে সৃষ্টি হয়, ধ্বংসের আগের যার ভর ১০ থেকে ২৯ সৌর ভরের সমান ছিল। কৃষ্ণগহ্বর, শ্বেত বিবর, কোয়ার্ক তারা এবং স্ট্রেঞ্জ তারা বাদ দিলে, নিউট্রন তারা হলো ক্ষুদ্রতম এবং ঘন তারা। একটি বিশাল নক্ষত্রের সুপারনোভা বিস্ফোরণের সাথে মহাকর্ষীয় পতন মিলিত হয়ে পূর্বের শ্বেত বামন নক্ষত্রের ঘনত্বকে আণবিক নিউক্লিয়াস এর ঘনত্বের মত সংকুচিত করে। ফলে একটি নিউট্রন তারা উৎপন্ন হয়। নিউট্রনসমূহের মধ্যে পাউলির বর্জন নীতি অনুযায়ী কার্যকর বিকর্ষণ বলের মাধ্যমে সুস্থিতি অর্জনকারী এই তারা সাধারণত শীতল হয়। একটি সাধারণ নিউট্রন তারার ভর সাধারণত সৌর ভরের ১.৩৫ থেকে ২.১ গুণ হয়ে থাকে। এর ব্যাসার্ধ্য ১০ থেকে ২০ কিলোমিটারের মত হয় যা সূর্যের ব্যাসার্ধ্যের তুলনায় ৩০,০০০ থেকে ৭০,০০০ গুণ কম। এ কারণে এদের ঘনত্ব খুবই বেশি। এর ঘনত্ব প্রায় ৮×১০১৩ থেকে ২×১০১৫ গ্রাম প্রতি ঘনসেন্টিমিটার পর্যন্ত হয়। একবার গঠিত হয়ে গেলে এরা আর সক্রিয়ভাবে তাপ উৎপাদন করে না এবং সময়ের সাথে সাথে শীতল হয়ে যায়। যদিও তারা এখনও সংঘর্ষ বা বিবৃদ্ধির মাধ্যমে আরও বিকশিত হতে পারে। বেশিরভাগ মডেল অনুযায়ী নিউট্রন তারা প্রায় সম্পূর্ণ নিউট্রন দ্বারা গঠিত (কোনো বৈদ্যুতিক চার্জ বিহীন পারমাণবিক কণা যার ভর প্রোটনের চেয়ে কিছুটা বেশি); সাধারণ পদার্থে উপস্থিত ইলেকট্রন এবং প্রোটন নিউট্রন নক্ষত্রের ক্ষেত্রে একত্রিত হয়ে নিউট্রন তৈরি করে। নিউট্রন নক্ষত্রগুলি পাউলির বর্জন নীতি দ্বারা বর্ণিত নিউট্রন অবক্ষয় চাপ দ্বারা আরও পতনের বিরুদ্ধে সমর্থিত হয়, ঠিক যেমন শ্বেত বামনগুলি ইলেক্ট্রন অবক্ষয় চাপ দ্বারা পতনের বিরুদ্ধে সমর্থিত হয়। তবে, নিউট্রন অবক্ষয়ের চাপ ০.৭ সৌর ভরের বেশি হলে,পতন রোধ করা এর একার পক্ষে সম্ভব হয় না। এখেত্রে পারমাণবিক শক্তি আরও বড় নিউট্রন নক্ষত্রকে স্থিতিশীল রাখার ক্ষেত্রে বড় ভূমিকা পালন করে। যদি নক্ষত্রটি টলম্যান-ওপেনহাইমার-ভকহফ সীমা অতিক্রম করে অর্থাৎ প্রায় ২ সৌর ভরের চেয়ে বেশি হয় তবে অবক্ষয় চাপ এবং পারমাণবিক শক্তির সংমিশ্রণ নিউট্রন নক্ষত্রকে স্থিতিশীল রাখার জন্য অপর্যাপ্ত হয়ে পরে এবং এটি একটি কৃষ্ণ গহ্বরে পরিনত হতে থাকে। নিউট্রন তারাগুলি পর্যবেক্ষণ করে জানা যায় যে, এরা খুব গরম এবং সাধারণত পৃষ্ঠতলের তাপমাত্রা প্রায় ৬০০০০০ কেলভিন হয়ে থাকে। তাদের চৌম্বক ক্ষেত্রগুলি পৃথিবীর চৌম্বক ক্ষেত্রের তুলনায় ১০৮ থেকে ১০১৫ (১০০ মিলিয়ন থেকে ১ কোয়াড্রিলিয়ন) গুণ বেশি শক্তিশালী। নিউট্রন তারার পৃষ্ঠের মহাকর্ষ ক্ষেত্রটি পৃথিবীর মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রের চেয়ে প্রায় ২×১০১১ (২০০ বিলিয়ন) গুণ। নিউট্রন তারাগুলি এত ঘন হয় যে, এর উপাদানযুক্ত একটি সাধারণ আকারের ম্যাচবক্সের ওজন প্রায় ৩ বিলিয়ন টন, পৃথিবীপৃষ্ঠের ০.৫ কিউবিক কিলোমিটার (প্রায় ৮০০ মিটার প্রান্তযুক্ত একটি ঘনক) এর ওজনের সমান। নক্ষত্রের কেন্দ্র ধসে পড়ার সাথে সাথে কৌণিক ভরবেগ সংরক্ষণের ফলে এর ঘূর্ণন হার বৃদ্ধি পায়। তাই নতুন গঠিত নিউট্রন তারাগুলি প্রতি সেকেন্ডে কয়েক শতাধিক বার ঘোরে। কিছু নিউট্রন তারা ইলেকট্রম্যাগনেটিক বীম বিকিরণ করে যা তাদের পালসার হিসাবে শনাক্তযোগ্য করে তোলে। প্রকৃতপক্ষে, ১৯৬৭ সালে জোসলিন বেল বার্নেল এবং অ্যান্টনি হিউইশের পালসার আবিষ্কার নিউট্রন তারার উপস্থিতির প্রথম পর্যবেক্ষণমূলক প্রমাণ ছিল। পালসার থেকে বিকিরণগুলি প্রাথমিকভাবে তাদের চৌম্বকীয় মেরুর নিকটবর্তী অঞ্চল থেকে নির্গত হয় বলে মনে করা হয়। চৌম্বকীয় মেরু যদি নিউট্রন নক্ষত্রের ঘূর্ণন অক্ষের সাথে না মেলে তখন নির্গত ইলেকট্রম্যাগনেটিক বীম আকাশে ছড়িয়ে পড়বে এবং যখন দূর থেকে দেখা যাবে, যদি পর্যবেক্ষক মরীচিটির পথে কোথাও থাকে তবে তা বিকিরণের ডাল হিসাবে উপস্থিত হবে মহাকাশে একটি নির্দিষ্ট বিন্দু (তথাকথিত "বাতিঘর প্রভাব") থেকে আগত।এখন পযর্ন্ত জানা সবথেকে দ্রুত ঘূর্ণয়মান নিউট্রন তারকা PSR J1748-2446ad যা প্রতি সেকেন্ডে ৭১৬ বার অর্থাৎ প্রতি মিনিটে ৪৩,০০০ বার ঘুরছে, যা ০.২৪ c এর সমান(আলোর গতির প্রায় এক চতুর্থাংশ)। মিল্কিওয়েতে প্রায় ১০০ মিলিয়ন নিউট্রন তারা রয়েছে বলে ধারণা করা হয়। এই চিত্রটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ ঘটা তারার সংখ্যার অনুমান হতে প্রাপ্ত। বেশিরভাগ নিউট্রন তারাগুলি পুরোনো এবং ঠান্ডা। কিছু ক্ষেত্রে এদের খুব সহজেই শনাক্ত করা যায় যেমন, যদি তারা পালসার অথবা বাইনারি সিস্টেমের অংশ হয়। ধীরে-ঘূর্ণয়মান এবং অবিবৃদ্ধ নিউট্রন তারাগুলি প্রায় শনাক্তই করা যায় না। তবে, হাবল স্প