As crostas das estrelas de nêutrons conterão núcleos "superpesados" e ricos em nêutrons. Esta é uma consequência inevitável do material de alta densidade, os elétrons degenerados que os acompanham (que bloqueiam $ \ beta $ -decay) e o que sabemos sobre física nuclear.

No entanto, as únicas coisas que contribuem para o espectro observável de uma estrela de nêutrons são os materiais dentro de alguns centímetros da superfície da estrela de nêutrons. Espera-se que isto seja feito de núcleos de "pico de ferro" altamente ionizados (Fe, Co, Mn etc.) e talvez hidrogênio e hélio que foram agregados do meio interestelar.

Os "elementos superpesados" não estarão presentes até que as densidades sejam muito maiores do que nas camadas superficiais. Em um material de baixa densidade, esses núcleos exóticos simplesmente passarão por uma série de $ \ alpha $ e $ \ beta $ decai ou mesmo fissão. Em materiais de alta densidade, a energia de Fermi do elétron pode exceder a energia de decaimento máxima possível de quaisquer elétrons beta e impedir o processo de decaimento.

por exemplo Para uma densidade de superfície da ordem $ 10 ^ {9} $ kg / m $ ^ {3} $ ( ponto em que nada muito exótico é criado), a densidade do número de elétrons será de cerca de $ 3 \ vezes 10 ^ {35} $ m $ ^ {- 3} $ .Soft raios-X emitidos em $ 10 ^ {6} $ K, serão submetidos a espalhamento Thomson com um caminho livre médio de $ 1 / n_e \ sigma \ sim 50 $ nm. Nenhuma informação (detalhada) sobre o interior pode surgir em tais circunstâncias.