緻密星
緻密星是白矮星、中子星、奇特星、黑洞等一類緻密天體的總稱，它們與正常星的主要區別是不再有核燃料進行聚變反應，熱壓力不足以與自身的引力保持平衡，因而塌縮成尺度非常小、密度非常大的天體。緻密星通常是恆星演化末期的終結形態，恆星演化為何種緻密星主要取決於恆星的質量。一般來說，質量在1倍至6倍太陽質量的恆星最終演化成白矮星，並伴隨有質量損失，其外殼向外拋出，形成行星狀星雲。質量為3至8倍太陽質量的恆星演化成中子星，更大質量的恆星則坍縮成黑洞。
白矮星
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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能[1]。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星[2]。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、低質量恆星演化階段的最終產物，在我們所屬的星系內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[3]。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[4]。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[5][6]。
白矮星的內部不再有物質進行核聚變反應，因此不再有能量產生，也不再由核聚變的熱來抵抗重力崩潰；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[3][1]。
中子星
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恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚變反應中耗盡，最終轉變成鐵元素時便無法從核聚變中獲得能量。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，有可能導致外殼的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根據恆星質量的不同，恆星的內部區域被壓縮成白矮星、中子星或黑洞。白矮星被壓縮成中子星的過程中恆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種輻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8×1013克至2×1015克間，此密度大約是原子核的密度[7]。 緻密恆星的質量低於1.44倍太陽質量，則可能是白矮星，但質量大於奧本海默-沃爾可夫極限（3.2倍太陽質量）的恆星會繼續發生引力坍縮，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 2×1011 到 3×1012 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大沙皇的威力）[8]。
黑洞
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黑洞是由質量足夠大的恆星在核聚變反應的燃料耗盡後，發生引力坍縮而形成。黑洞的質量是如此之大，它產生的引力場是如此之強，以致於任何物質和輻射都無法逃逸，就連傳播速度最快的光（電磁波）也逃逸不出來。由於類似熱力學上完全不反射光線的黑體，故名黑洞。[9]在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標誌着無法返回的臨界點。[10]
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」。[11]直至目前為止，質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。[12]
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。 [13][14]
奇特星
編輯奇特星是不由元素構成的星體，而是一類成分包括基本粒子夸克或其它假想粒子，在簡併壓力和引力間達到平衡之後形成，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。
參見
編輯參考文獻
編輯- ^ 1.0 1.1 Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）, Jennifer Johnson, lecture notes, Astronomy 162, Ohio State University. Accessed on line 2007-05-03.
- ^ The One Hundred Nearest Star Systems 互聯網檔案館的存檔，存檔日期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 （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）, 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 （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）, 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 （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）, 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 （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）, press release, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 2007-04-17.
- ^ Calculating a Neutron Star's Density. [2006-03-11]. （原始內容存檔於2006-02-24）.
- ^
- ^ Davies, P.C.W. Thermodynamics of Black Holes (PDF). Reports on Progress in Physics. 1978, 41: 1313–1355 [2011-02-10]. doi:10.1088/0034-4885/41/8/004. （原始內容 (PDF)存檔於2013-05-10）.
- ^ 撰文／麥森（John Matson）翻譯／宋宜真. 霍金是對的（可能吧）. 科學人雜誌. 2011-01-01 [2013年8月25日]. （原始內容存檔於2013-08-23） （中文（臺灣））.
- ^ 作者：磯部琇三/著; 譯者：郭淑娟. 《圖解宇宙的構造》. 台灣: 世茂出版社. 1999年6月1日: p94–p95 [2013年8月25日]. ISBN 9575298357. （原始內容存檔於2016年3月4日） （中文（臺灣））.
- ^ NASA Scientists Identify Smallest Known Black Hole. 2008-04-01 [2016-02-29]. （原始內容存檔於2016-03-04）.
- ^ 陳輝樺. 黑洞如何形成. 國立自然科學博物館. 館訊第130期 [2013年8月25日]. （原始內容存檔於2011年12月17日） （中文（臺灣））.
- ^ 吳俊輝. 黑洞好黑！. 科學人雜誌. 2012-03-01 [2013年8月25日]. （原始內容存檔於2012-10-29） （中文（臺灣））.
