\u00daltima etapa de la vida de una estrella supergigante cuando, al agotarse su combustible nuclear, \u00e9sta sufre una explosi\u00f3n de supernova. Despu\u00e9s de la explosi\u00f3n, el n\u00facleo de la estrella se colapsa hasta una densidad tan grande en la que los protones y electrones se combinan formando neutrones y el colapso contin\u00faa hasta que los neutrones son capaces de frenarlo debido al principio de exclusi\u00f3n de Pauli. Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones menor es su di\u00e1metro, pero si sobrepasa las dos masas solares, seguir\u00eda colaps\u00e1ndose hasta convertirse en un agujero negro. En consecuencia, las estrellas de neutrones son objetos muy compactos y muy masivos, del orden de un par de masas solares comprimidas en una esfera de unos 10 km de radio. Adem\u00e1s, a causa del principio de conservaci\u00f3n del momento angular, la contracci\u00f3n de la estrella hace que \u00e9sta gire m\u00e1s r\u00e1pido y tambi\u00e9n hace que su campo magn\u00e9tico se vuelva m\u00e1s intenso. Las estrellas de neutrones emiten potentes ondas de radio que son comprimidas por el campo magn\u00e9tico dentro de un haz que gira con la estrella con periodos del orden del milisegundo hasta algunos segundos, en este caso son conocidas como p\u00falsares. Las estrellas de neutrones se pueden encontrar en restos de supernovas, como objetos aislados o en sistemas binarios.<\/p>\n
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