Так называемая нейтронная звезда – это сверхмассивный астрономический объект, которая является конечным продуктом эволюции звёзд и состоящая из нейтронной сердцевины, покрытой относительно тонкой (около 1 км) корой особого вещества с преобладанием ядер железа и никеля. Масса нейтронной звезды практически такая же, как и наше Солнца, но радиус её, всего порядка 10 – 20 км. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8×10¹⁷ кг/м³). Предполагается, что эти сверхмассивные нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых.

      Первые предположения о существовании звёзд сверхвысокой плотности были опубликованы советским учёным Львом Ландау, до открытия нейтрона Джеймсом Чедвиком 24 февраля 1932 года [1], в статье [2], написанной в январе 1931 года, но опубликованной 29 февраля 1932 года [1]. В данной статье он вычислил верхний предел массы белых карликов и получил значение 1,5 солнечных масс (так называемый «Предел Чандрасекара»), масса при которой выраженный электронный газ способен сдерживать коллапс. Известно [3], что предел Чандрасекара – верхний предел массы, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса звезды превышает этот предел, то она становится нейтронной звездой. Существование