致密星
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。一般来说，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
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白矮星密度极高，一颗质量与太阳相当的白矮星体积只有地球一般的大小，微弱的光度则来自过去储存的热能[1]。在太阳附近的区域内已知的恒星中大约有6%是白矮星[2]。这种异常微弱的白矮星大约在1910年就被亨利·诺利斯·罗素、爱德华·皮克林和威廉·佛莱明等人注意到。
白矮星被认为是中、低质量恒星演化阶段的最终产物，在我们所属的星系内97%的恒星都属于这一类。中低质量的恒星在渡过主序星阶段，结束以氢融合反应之后，将在核心进行氦融合，将氦燃烧成碳和氧的3氦过程，并膨胀成为一颗红巨星。如果红巨星没有足够的质量产生能够让碳燃烧的更高温度，碳和氧就会在核心堆积起来。在散发出外面数层的气体成为行星状星云之后，留下来的只有核心的部分，这个残骸最终将成为白矮星[3]。因此，白矮星通常都由碳和氧组成。但也有可能核心的温度可以达到燃烧碳却仍不足以燃烧氖的高温，这时就能形成核心由氧、氖和镁组成的白矮星[4]。同样的，有些由氦组成的白矮星是由联星的质量损失造成的[5][6]。
白矮星的内部不再有物质进行核聚变反应，因此不再有能量产生，也不再由核聚变的热来抵抗重力崩溃；它是由极端高密度的物质产生的电子简并压力来支撑。物理学上，对一颗没有自转的白矮星，电子简并压力能够支撑的最大质量是1.4倍太阳质量，也就是钱德拉塞卡极限。许多碳氧白矮星的质量都接近这个极限的质量，通常经由伴星的质量传递，可能经由所知道的碳引爆过程爆炸成为一颗Ia超新星[3][1]。
中子星
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恒星在核心的氢、氦、碳等元素于核聚变反应中耗尽，最终转变成铁元素时便无法从核聚变中获得能量。失去热辐射压力支撑的外围物质受重力牵引会急速向核心坠落，有可能导致外壳的动能转化为热能向外爆发产生超新星爆炸，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过程中恒星遭受剧烈的压缩使其组成物质中的电子并入质子转化成中子，直径大约只有十余公里，但上面一立方厘米的物质便可重达十亿吨，且旋转速度极快。由于其磁轴和自转轴并不重合，磁场旋转时所产生的无线电波等各种辐射可能会以一明一灭的方式传到地球，有如人眨眼，此时称作脉冲星。
一颗典型的中子星质量介于太阳质量的1.35到2.1倍，半径则在10至20公里之间（质量越大半径收缩得越小），也就是太阳半径的30,000至70,000分之一。因此，中子星的密度在每立方公分8×1013克至2×1015克间，此密度大约是原子核的密度[7]。 致密恒星的质量低于1.44倍太阳质量，则可能是白矮星，但质量大于奥本海默-沃尔可夫极限（3.2倍太阳质量）的恒星会继续发生引力坍缩，则无可避免的将产生黑洞。
由于中子星保留母恒星大部分的角动量，但半径只是母恒星极微小的量，转动惯量的减少导致转速迅速的增加，产生非常高的自转速率，周期从毫秒脉冲星的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有强大的表面重力，强度是地球的 2×1011 到 3×1012 倍。逃逸速度是将物体由重力场移动至无穷远的距离所需要的速度，是测量重力的一项指标。一颗中子星的逃逸速度大约在10,000至150,000公里／秒之间，也就是可以达到光速的一半。换言之，物体落至中子星表面的速度也将达到150,000公里／秒。更具体的说明，如果一个普通体重（70公斤）的人遇到中子星，他撞击到中子星表面的能量将相当于二亿吨TNT当量的威力（四倍于全球最巨大的核弹大沙皇的威力）[8]。
黑洞
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黑洞是由质量足够大的恒星在核聚变反应的燃料耗尽后，发生引力坍缩而形成。黑洞的质量是如此之大，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，就连传播速度最快的光（电磁波）也逃逸不出来。由于类似热力学上完全不反射光线的黑体，故名黑洞。[9]在黑洞的周围，是一个无法侦测的事件视界，标志着无法返回的临界点。[10]
当星体发生超新星爆炸时，中子之间强烈的互相排斥力量无法抵挡外界推挤力量，将中子星挤压成更高密度状态，同时在没有其他力量足以抵挡如此强大压力的情况下，整个星球会不断地缩小，最终形成“黑洞”。[11]直至目前为止，质量最小的黑洞大约有3.8倍太阳质量。[12]
黑洞无法直接观测，但可以借由间接方式得知其存在与质量，并且观测到它对其他事物的影响。借由物体被吸入之前的因高热而放出紫外线和X射线的“边缘讯息”，可以获取黑洞的存在的讯息。推测出黑洞的存在也可借由间接观测恒星或星际云气团绕行黑洞轨迹，来取得位置以及质量。 [13][14]
奇特星
编辑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，在简并压力和引力间达到平衡之后形成，并且具有其它的量子特性的致密星。奇特星主要包括夸克星和奇异星、先子星。
参见
编辑参考文献
编辑- ^ 1.0 1.1 Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Jennifer Johnson, lecture notes, Astronomy 162, Ohio State University. Accessed on line 2007-05-03.
- ^ The One Hundred Nearest Star Systems 互联网档案馆的存档，存档日期2007-06-05., Todd J. Henry, RECONS, 2007-04-11. Accessed on line 2007-05-04.
- ^ 3.0 3.1 Late stages of evolution for low-mass stars （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology. Accessed on line 2007-05-03.
- ^ On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries （页面存档备份，存于互联网档案馆）, 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.
- ^ A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass （页面存档备份，存于互联网档案馆）, 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.
- ^ Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf （页面存档备份，存于互联网档案馆）, press release, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 2007-04-17.
- ^ Calculating a Neutron Star's Density. [2006-03-11]. （原始内容存档于2006-02-24）.
- ^
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- ^ 撰文／麦森（John Matson）翻译／宋宜真. 霍金是對的（可能吧）. 科学人杂志. 2011-01-01 [2013年8月25日]. （原始内容存档于2013-08-23） （中文（台湾））.
- ^ 作者：矶部琇三/著; 译者：郭淑娟. 《圖解宇宙的構造》. 台湾: 世茂出版社. 1999年6月1日: p94–p95 [2013年8月25日]. ISBN 9575298357. （原始内容存档于2016年3月4日） （中文（台湾））.
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- ^ 吴俊辉. 黑洞好黑！. 科学人杂志. 2012-03-01 [2013年8月25日]. （原始内容存档于2012-10-29） （中文（台湾））.
