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'''致密星'''是[[白矮星]]、[[中子星]]、[[奇特星]]、[[黑洞]]等一类致密天体的总称，它们与正常星的主要区别是不再有核燃料进行[[聚变反应]]，热压力不足以与自身的引力保持平衡，因而塌缩成尺度非常小、密度非常大的天体。致密星通常是[[恒星演化]]末期的终结形态，恒星演化为何种致密星主要取决于恒星的质量。一般来說，质量在1倍至6倍太阳质量的恒星最终演化成[[白矮星]]，并伴随有质量损失，其外壳向外抛出，形成[[行星状星云]]。质量为3至8倍太阳质量的恒星演化成[[中子星]]，更大质量的恒星则坍缩成[[黑洞]]。

==白矮星==
[[Image:Ngc2392.jpg|250px|left|thumb|[[愛斯基摩星雲]]]]
{{main|白矮星}}

白矮星[[密度]]極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有[[地球]]一般的大小，微弱的[[光度]]則來自過去儲存的[[熱量|熱能]]<ref name="osln" />。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星<ref>[http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.2007.0426.htm The One Hundred Nearest Star Systems] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070605032122/http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.2007.0426.htm |date=2007-06-05 }}, Todd J. Henry, RECONS, 2007-04-11. Accessed on line 2007-05-04.</ref>。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被[[亨利·諾利斯·羅素]]、[[愛德華·皮克林]]和[[威廉·佛萊明]]等人注意到。

白矮星被認為是中、低質量[[恆星]][[恆星演化|演化階段]]的最終產物，在[[銀河系|我們所屬的星系]]內97%的恆星都屬於這一類。中低質量的恆星在渡過[[主序星]]階段，結束以[[氫]][[核融合|融合]]反應之後，將在核心進行[[氦融合]]，將[[氦]]燃燒成[[碳]]和[[氧]]的[[3氦過程]]，並膨脹成為一顆[[紅巨星]]。如果紅巨星沒有足夠的質量產生能夠讓碳燃燒的更高溫度，碳和氧就會在核心堆積起來。在散發出外面數層的氣體成為[[行星狀星雲]]之後，留下來的只有核心的部份，這個殘骸最終將成為白矮星<ref name="rln">[http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html Late stages of evolution for low-mass stars] {{Wayback|url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html |date=20170904224040 }}, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, [[Rochester Institute of Technology]]. Accessed on line 2007-05-03.</ref>。因此，白矮星通常都由碳和氧組成。但也有可能核心的溫度可以達到燃燒碳卻仍不足以燃燒[[氖]]的高溫，這時就能形成核心由氧、氖和鎂組成的白矮星<ref name="oxne">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ASPC..334..165W On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries] {{Wayback|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ASPC..334..165W |date=20160603235342 }}, K. Werner, N. J. Hammer, T. Nagel, T. Rauch, and S. Dreizler, pp. 165 ff. in ''14th European Workshop on White Dwarfs; Proceedings of a meeting held at Kiel, July 19–23, 2004'', edited by D. Koester and S. Moehler, San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2005.</ref>。同樣的，有些由[[氦]]組成的白矮星是由[[聯星]]的質量損失造成的<ref name="apj606_L147">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...606L.147L A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass] {{Wayback|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...606L.147L |date=20160603235343 }}, James Liebert, P. Bergeron, Daniel Eisenstein, H.C. Harris, S.J. Kleinman, Atsuko Nitta, and Jurek Krzesinski, ''The Astrophysical Journal'' '''606''', #2（May 2004）, pp. L147–L149. Accessed on line 2007-03-05.</ref><ref name="he2">[http://spaceflightnow.com/news/n0704/17whitedwarf Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf] {{Wayback|url=http://spaceflightnow.com/news/n0704/17whitedwarf |date=20070422034650 }}, press release, [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]], 2007-04-17.</ref>。 

白矮星的內部不再有物質進行核融合反應，因此不再有能量產生，也不再由核融合的熱來抵抗[[引力坍缩|重力崩潰]]；它是由極端高密度的物質產生的[[電子簡併壓力]]來支撐。物理學上，對一顆沒有自轉的白矮星，電子簡併壓力能夠支撐的最大質量是1.4倍[[太陽質量]]，也就是[[錢德拉塞卡極限]]。許多碳氧白矮星的質量都接近這個極限的質量，通常經由伴星的質量傳遞，可能經由所知道的[[碳引爆]]過程爆炸成為一顆[[Ia超新星]]<ref name="rln" /><ref name="osln">[http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.pdf Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars] {{Wayback|url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.pdf |date=20070925204453 }}, Jennifer Johnson, lecture notes, Astronomy 162, [[Ohio State University]]. Accessed on line 2007-05-03.</ref>。

==中子星==
[[Image:Chandra-crab.jpg|260px|right|thumb|[[蟹狀星雲]]]]
{{main|中子星}}

恆星在核心的氫、氦、碳等元素於[[核聚变]]反應中耗盡，最终轉變成鐵元素時便無法从[[核聚变]]中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生[[超新星]]爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星的内部区域被压缩成[[白矮星]]、中子星或[[黑洞]]。[[白矮星]]被压缩成中子星的過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的[[電子]]併入[[質子]]轉化成[[中子]]，直徑大約只有十餘公里，但上面一立方厘米的物質便可重達十億噸，且旋轉速度極快。由於其磁軸和自轉軸並不重合，[[磁場]]旋轉時所產生的無線電波等各种辐射可能會以一明一滅的方式傳到[[地球]]，有如人眨眼，此時稱作[[脈衝星]]。

一顆典型的中子星質量介於太陽質量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間（質量越大半徑收縮得越小），也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此，中子星的[[密度]]在每立方公分8×10<sup>13</sup>克至2×10<sup>15</sup>克間，此密度大約是[[原子核]]的密度<ref>{{cite web| url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html| title=Calculating a Neutron Star's Density| accessdate=2006-03-11| archive-date=2006-02-24| archive-url=https://web.archive.org/web/20060224011955/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html| dead-url=no}}</ref>。
緻密恆星的質量低於[[錢德拉塞卡極限|1.44倍太陽質量]]，則可能是[[白矮星]]，但质量大於[[奧本海默-沃爾可夫極限]]（3.2倍[[太陽質量]]）的恆星会继续發生[[引力坍縮]]，則無可避免的將產生[[黑洞]]。

由於中子星保留母恆星大部分的[[角動量]]，但半徑只是母恆星極微小的量，[[轉動慣量]]的減少導致轉速迅速的增加，產生非常高的自轉速率，周期從[[毫秒脈衝星]]的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有強大的[[表面重力]]，強度是[[地球]]的 2×10<sup>11</sup> 到 3×10<sup>12</sup> 倍。[[逃逸速度]]是將物體由重力場移動至無窮遠的距離所需要的[[速度]]，是測量[[重力]]的一項指標。一顆中子星的[[逃逸速度]]大約在10,000至150,000公里／秒之間，也就是可以達到光速的一半。換言之，物體落至中子星表面的速度也將達到150,000公里／秒。更具體的說明，如果一個普通體重（70公斤）的人遇到中子星，他撞擊到中子星表面的能量將相當於二億噸[[TNT當量]]的威力（四倍於全球最巨大的核彈[[沙皇炸彈|大沙皇]]的威力）<ref><math>\frac{(150,000  \ km/s)^2 \times \ 70 \ kg \times 1/2}{4.184 \times 10^{15} \ J/megaton} = 188.2 \ megatons</math></ref>。

==黑洞==

{{main|黑洞}}

[[File:BH LMC.png|thumb|upright=1.35|right|[[大麥哲倫雲]]面前的黑洞（中心）的模擬視圖。]]

黑洞是由质量足够大的[[恒星]]在[[核聚变|核聚变反应]]的燃料耗盡後，發生[[引力坍缩]]而形成。黑洞的質量是如此之大，它产生的引力场是如此之强，以致于任何物质和[[辐射]]都无法逃逸，就連传播速度最快的光（电磁波）也逃逸不出來。由于类似[[热力学]]上完全不反射光线的[[黑體 (物理學)|黑体]]，故名黑洞。<ref>{{Cite journal |last = Davies |first = P.C.W. |title = Thermodynamics of Black Holes |journal = Reports on Progress in Physics |volume = 41 |year = 1978 |pages = 1313–1355 |doi = 10.1088/0034-4885/41/8/004 |url = http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf |accessdate = 2011-02-10 |deadurl = yes |archiveurl = https://web.archive.org/web/20130510184530/http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf |archivedate = 2013-05-10 }}</ref>在黑洞的周圍，是一個無法偵測的[[事件視界]]，標誌著無法返回的臨界點。<ref name="黑-0">{{cite web | language = zh-tw | publisher = 科學人雜誌 | title = 霍金是對的（可能吧） | url = http://sa.ylib.com/MagCont.aspx?Unit=newscan&id=1710 | author = 撰文／麥森（John Matson）翻譯／宋宜真 | date = 2011-01-01 | accessdate = 2013年8月25日 | archive-date = 2013-08-23 | archive-url = https://web.archive.org/web/20130823152255/http://sa.ylib.com/MagCont.aspx?Unit=newscan&id=1710 | dead-url = no }}</ref>

當星體發生[[超新星]]爆炸時，[[中子]]之間強烈的互相排斥力量無法抵擋外界推擠力量，將[[中子星]]擠壓成更高[[密度]]狀態，同時在沒有其他力量足以抵擋如此強大壓力的情況下，整個星球會不斷地縮小，最終形成「黑洞」。<ref name="圖">{{cite book | language = zh-tw | author = 作者：磯部琇三/著 | coauthors = 譯者：郭淑娟 | title = 《圖解宇宙的構造》 | url = http://www.books.com.tw/exep/prod/booksfile.php?item=0010370365 | date = 1999年6月1日 | location = 台灣 | publisher = 世茂出版社 | id =  | isbn = 9575298357 | pages = p94-p95 | accessdate = 2013年8月25日 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20160304082335/http://www.books.com.tw/exep/prod/booksfile.php?item=0010370365 | archivedate = 2016年3月4日 | deadurl = yes }}</ref>直至目前為止，質量最小的黑洞大約有3.8倍[[太陽質量]]。<ref>{{cite web |url=http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/smallest_blackhole.html |title=NASA Scientists Identify Smallest Known Black Hole |date=2008-04-01 |accessdate=2016-02-29 |archive-date=2016-03-04 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160304031505/http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/smallest_blackhole.html |dead-url=no }}</ref>

黑洞無法直接觀測，但可以藉由間接方式得知其存在與質量，並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前的因高熱而放出[[紫外線]]和[[X射線]]的「邊緣訊息」，可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測[[恆星]]或[[星際雲]]氣團繞行黑洞軌跡，來取得位置以及質量。 <ref name="黑-1">{{cite web | language = zh-tw | publisher = 國立自然科學博物館 | title = 黑洞如何形成 | url = http://web2.nmns.edu.tw/PubLib/NewsLetter/87/130/14.html | author = 陳輝樺 | date = 館訊第130期　 | accessdate = 2013年8月25日 | archive-date = 2011年12月17日 | archive-url = https://web.archive.org/web/20111217121859/http://web2.nmns.edu.tw/PubLib/NewsLetter/87/130/14.html | dead-url = no }}</ref><ref name="黑-2">{{cite web | language = zh-tw | publisher = 科學人雜誌 | title = 黑洞好黑！ | url = http://sa.ylib.com/MagCont.aspx?PageIdx=2&Unit=featurearticles&Cate=&id=1928&year= | author = 吳俊輝 | date = 2012-03-01 | accessdate = 2013年8月25日 | archive-date = 2012-10-29 | archive-url = https://web.archive.org/web/20121029163612/http://sa.ylib.com/MagCont.aspx?PageIdx=2&Unit=featurearticles&Cate=&id=1928&year= | dead-url = no }}</ref>

==奇特星==

{{main|奇特星}}

奇特星是不由[[元素]]构成的星体，而是一类成分包括基本粒子[[夸克]]或其它[[假想粒子]]，在[[簡併壓力]]和引力间达到平衡之后形成，並且具有其它的量子特性的[[緻密星]]。奇特星主要包括[[夸克星]]和[[奇異星]]、[[先子星]]。

== 参见 ==
* [[恒星演化]]

== 参考文献 ==

<references />

{{恒星}}
{{超新星}}
{{中子星}}
{{白矮星}}

[[Category:恆星類型]]
[[Category:致密星|*]]
[[Category:奇特物质]]
[[Category:天文学概念]]