neutron star
ന്യൂട്രാണ്‍ നക്ഷത്രം.
നക്ഷത്രപരിണാമ ദശയിലെ ഒരു ഘട്ടം. നക്ഷത്രങ്ങളെ ജ്വലിപ്പിക്കുന്ന ഇന്ധനം തീരുമ്പോള്‍, ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ വിധേയമായി നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങിയതിനുശേഷം എത്തിച്ചേരുന്ന അവസ്ഥയാണിത്‌. 1.4 സൗരഭാരത്തില്‍ കൂടുതല്‍ സൗരദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രക്കാമ്പുകളാണ്‌ സാധാരണ ന്യൂട്രാണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളായി തീരുന്നത്‌. ഇന്ധനം തീര്‍ന്ന്‌ നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങി തുടങ്ങുന്നതോടെ അതിന്റെ ഘനത്വം അതിഭീമമായി വര്‍ധിക്കുന്നു. ഘനത്വം 10 7 കി.ഗ്രാം./മീ 3 ആവുന്നതോടെ പ്രാട്ടോണ്‍, ഇലക്‌ട്രാണ്‍, ന്യൂട്രാണ്‍ എന്നിവയുടെ സന്തുലനം ഇല്ലാതാവുന്നു. വീണ്ടും ചുരുങ്ങല്‍ തുടരുന്നു. ഘനത്വം 5 × 1010 കിഗ്രാം/മീ 3 എത്തുന്നതോടെ പ്രാട്ടോണ്‍-ഇലക്‌ട്രാണ്‍ സംലയനം വഴി 90% ദ്രവ്യവും ന്യൂട്രാണുകളായി മാറിയിരിക്കും. ഈ അവസ്ഥയില്‍ (നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം 2.8 സൗരദ്രവ്യമാനത്തില്‍ താഴെയാണെങ്കില്‍) അണുകേന്ദ്രീയ വികര്‍ഷണ ബലം മൂലം നക്ഷത്രത്തിനകത്തെ മര്‍ദ്ദം വര്‍ദ്ധിക്കുകയും ചുരുങ്ങലിനെ തടയുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇതോടെ അതൊരു ന്യൂട്രാണ്‍ നക്ഷത്രം ആയിത്തീരുന്നു. പള്‍സാറുകള്‍ ന്യൂട്രാണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളാണ്‌. 2.8ലേറെ സൗരദ്രവ്യമാനമുണ്ടെങ്കില്‍ നക്ഷത്രം അതിന്റെ അടുത്ത പരിണാമഘട്ടത്തിലേക്ക്‌ പ്രവേശിക്കുന്നു.
