Компактно тело (или компактна ѕвезда) — збирен поим за бели џуџиња, неутронски ѕвезди и црни дупки. Тука може да се вбројат и егзотичните ѕвезди ако навистина постојат. Сите компактни тела имаат голема маса во однос на нивната големина, поради што имаат многу голема густина во споредба со обичната атомска материја.

Овие тела често се завршни точки на ѕвездениот развој, па затоа се нарекуваат и ѕвездени остатоци. Состојбата и видот на ѕвездениот остаток главно зависи од масата на ѕвездата од која произлегле. Честопати се користи воопштениот поим компактно тело кога не е позната точната природа на ѕвездата, но доказите укажуваат на многу мал полупречник во споредба со обичните ѕвезди. Секое компактно тело кое не е црна дупка може да се нарече изродена ѕвезда.

Образувањето на компактна ѕвезда е крајниот чекор на ѕвездениот развој.

Сите активни ѕвезди со време доаѓаат до момент во нивниот развој кога надворешниот зрачен притисок од јадрените соединувања во внатрешноста повеќе не може да им се спротивстави на сеприсутните гравитациски сили. Кога ќе се случи ова, ѕвездата колабира под сопствената тежина и претрпува ѕвездена смрт. Кај највеќето ѕвезди ова значи образување на многу густ и компактен ѕвезден остаток наречен компактна ѕвезда.

Компактните тела повеќе не произведуваат енергија во самите нив, но (со исклучок на црните дупки) сепак зрачат уште милиони години заради топлината преостаната од самиот колапс.^[1]

Според најновите согледувања, некои компактни ѕвезди може да се образувале и во текот на фазните пдоелби во раната вселена по Големата експлозија.^[2] Прапочетоците на познатите компактни тела не се утврдени со сигурност.

Иако компактните тела може да зрачат, а со тоа да се разладуваат и губат енергија, тие не зависат од високи температури за да ја одржат нивната структура како што им е потребно на обичните ѕвезди. Доколку нема надворешни пореметувања и протонски распад, тие можат да опстанат засекогаш. За црните дупки се смета дека со време испаруваат заради Хокингово зрачење по трилиони години. Според тековните стандардни модели на физичката космологија, сите ѕвезди ќе станат ладни и темни компактни ѕвезди кога го вселената ќе настапи т.н. „изродена ера“ во многу далечната иднина.

Ѕвездите наречени бели или изродени џуџиња се сочинети претежно од изродена материја; обичнјо јаглеродни и кислородни јадра во море од изродени електрони. Белите џуџиња произлегуваат од јадрата на ѕвездите од главната низа и затоа се многу врели кога се образуваат. Кога се ладат, тие стануваат црвени и послаби, сè додека не станат црни џуџиња. Белите џуџиња се забележани во XIX век, но крајно големата густина и притисок во нив се објаснети дури во 1920-тите.

Состојбената равенка за изродена материја е „мека“, што значи дека додавањето на маса го прави телото помало. Почнувајќи како бело џуџе, телото добива на маса и се смалува, а средишната густина станува поголема со поголемата енергија на изродените електрони. Кога ќе стекне доволно маса, полупречникот се сведува на само неколку илјади километри, и се приближува кон Чандрасекаровата граница — теоретската горна граница за маса на едно бело џуџе, околу 1,4 пати повеќе од масата на Сонцето (M_☉).

Ако масата се отстрани од средиштето на белото џуџе и полека се набие, електроните отпрвин се приморани да се здружат со јадра, менувајќи ги нивните протони со неутрони по пат на обратен бета-распад. Рамнотежата се префрла кон потешките јадра побогати со неутрони кои не се стабилни при нормална густина. Како што густината се зголенува, овие јадра стануваат уште поголеми и послабо свврзани. На критична густина од 4×10¹⁴ кг/м³ (наречена линија на неутронско прокапување) – атомското јадро тежнее да се распадне на несврзани протони и неутрони. Ако јадрото се набие уште повеќе, тоа ќе достигне точка кога материјата добива густина на атмоско јадро — околу 2×10¹⁷ кг/м³. При оваа густина материјата се состои поретежно од слободни неутрони, со мало количество на расеани протони и електрони.

Кај извесни двојни ѕвезди што имаат бело џуџе, масата преоѓа од придружната ѕвезда во белото џуџе, и со време тоа ќе ја надмине Чандрасекаровата граница. Електроните реагираат со протони за да создадат неутрони и затоа повеќе не можат да го обезбедат притисокот потребен за ѝ се спротивстават на гравитацијата, предизвикувајќи колапс на ѕвездата. Ако ѕвезденото средиште е сочинето главно од јаглерод и кислород, таквиот гравитациски колапс ќе потпали изливно соединување на јаглеродот и кислородот, со што се создава супернова од типот Ia која целосно ја разнесува ѕвездата пред колапсот да стане неповратен. Ако средиштето е сочинето главно од магнезиум или потешки елементи, тогаш коалпсот продолжува.^[3][4][5] Со понатамошното зголемување на густината, преостанатите електрони реагираат со протоните и создаваат уште неутрони. Колапсот продолжува сè додека (при поголема густина) неутроните не се изродат. Може да дојде до нова рамнотежа откако ѕвездата ќе се смали за три величински реда, до полупречник од 10 до 20 км. Ова е неутронска ѕвезда.

Иако првата неутронска ѕвезда е забележана дури во 1967 г. кога е откриен првиот радиопулсар, нејзиното постоење го претпоставиле астрономите Валтер Баде и Фриц Цвики во 1933 г., само една година по откривањето не неутронот. Тие дошле до овој заклучок бидејќи неутронските ѕвезди се толку густи што колапсот на обична ѕвезда во неутронска би ослободил големо колучество на гравитациска потенцијална енергија, давајќи можно образложение за суперновите.^[6][7][8] Ова е образложението за суперновите од типовите Ib, Ic и II. Ваквите супернови се јавуваат кога железното јадро на една масивна ѕвезда ќе ја надмине Чандрасекаровата граница и колабира во неутронска ѕвезда.

Како и електроните, неутроните се фермиони. Така, тие обезбедуваат неутронски притисок на изроденост во поддршка на неутронската ѕвезда против нејзин колапс. Покрај ова, одбивните неутронско-неутронски заемодејства даваат дополнителен притисок. Како што Чандрасекаровата граница важи за бели џуџиња, за неутронските ѕвезди постои гранична маса. Таа се нарекува Толман-Опенхајмер-Волкова граница, каде овие сили повеќе не се доволни за да ја одржат ѕвездата. Бидејќи силите во густа хадронска материја не се добро проучени, оваа граница не е точно позната, но се смета дека изнеасува некаде од 2 до 3 M_☉. Ако на неутронската ѕвезда се нафати повеќе маса, тогаш границата ќе биде достигната. Сосема е непознато што следува потоа.

Како што се насобира повеќе маса, рамнотежата која му се спротивставува на гравитацискиот колапс ја надминува преломната точка. Штом притисокот во ѕвездата ќе стане недоволен за да биде противтежа на гравитацијата, доаѓа до катастрофален гравитациски колапс во рок од милисекунди. Ослободителната брзина на површината, која веќе е барем  ¹⁄₃ од брзината на светлината, бргу ја достигнува полната брзина. Во тој момент енергијата и материјата не можат да го напуштат телото и се создава црна дупка. Бидејќи сета светлина иа материја е заробена во хоризонтот на настани, црната дупка изгледа вистински црна, освен можеби многу слабото Хокингово зрачење. Се претпоставува дека колапсот продолжува во хоризонтот.

Според класичната теорија за општа релативност, се создава гравитациска сингуларност која зазема простор колку една точка. Може да дојде до повторен прекин на катастрофалниот гравитациски колапс на големина споредлива со Планковата должина, но досега нема теорија за гравитацијата која би предвидела што се случува во овој мал размер. Ако црната дупка добие на маса, полупречникот на хоризонтот на настани се шири правосразмерно со масата на средишната сингуларност. Ова поттикнува извесни промени во својствата на црната дупка, како намалување на плимното напрегање близу хоризонтот и јачината на гравитациското поле на хоризонтот. Меѓутоа, зголемената маса не прави понатамошни квалитативни промени во структурата.

• Нејасна топка^[9]
• Граваѕвезда^[9]
• Темноенергетска ѕвезда
• Црна ѕвезда
• Магнетосферно вечноколабирачко тело
• Темна ѕвезда^[9]
• Првобитни црни дупки

Егзотична ѕвезда е хипотетичка компактна ѕвезда сочинета од материјал кој не вообичаен (електрони, протони и неутрони), каде притисокот на изроденост или други квантни својства се противтежа која спречува гравитациски колапс. Тука спаѓаат чудните ѕвезди (сочинети од чудна материја) и претпоставените преонски ѕвезди (сочинети од преони).

Ваквите ѕвезди се хипотетички, но набљудувањата на рендгенската опсерваторија „Чандра“ на 10 април 2002 г., пронашле два кандидата за таква ѕвезда, наречени RX J1856.5-3754 и 3C 58, за кои претходно се сметало дека се неутрински ѕвезди. Првата изгледала многу помала, а втората многу поладна отколку што би требало според познатите физички закони, што значи дека би биле сочинети од материјал погуст од неутрониум. Меѓутоа, други истражувачи сметаат дека наодите не се убедливи.

Ако неутроните доволно се стиснат на високи температури, тие ќе се распаднат на нивните осставни кваркови, образувајќи кваркова материја. Во овој случај ѕвездата се собира уште повеќе и станува погуста, но наместо сосема да колабира во црна дупка, можно е таа да се стабилизира и да опстане во оваа состојба на неограничено време, под услов да не се додава повеќе маса. Таа, во извесна смисла, станала многу голем нуклеон. Ѕвездата во оваа хипотетичка состојба се нарекува „кваркова ѕвезда“ или поточно „чудна ѕвезда“. Пулсарот 3C 58 се смета за можна кваркова ѕвезда. Се смета дека највеќето неутронски ѕвезди имаат јадро од кваркова материја, но ова е тешко да се докаже со набљудување.

Преонска ѕвезда е предложен вид на компактна ѕвезда сочинета од преони, група хипотетички субатомски честички. Се очекува овие ѕвезди да имаат огромна густина, преку 10²³ кг/м³, некаде помеѓу онаа на кварковите ѕвезди и црните дупки.

Можно е преонските ѕвезди да потекнуваат од експлозии на супернови, или од Големата експлозија; меѓутоа, тековните набљудувања од збрзувачите на честички не одат во прилог на постоењето на преони.

Q-ѕвезди се хопотетички компактни и потешки неутрински везди со егзотична состојба на материјата каде бројот на честички се запазува полупречнииц помали од 1,5 пати соодветниот Шварцшилдов полупречник. Q-ѕвездите се нарекуваат и „сиви дупки“.

Електрослаба ѕвезда е теоретски вид на егзотична ѕвезда, чиј гравитациски колапс е спречен од зрачен притисок произлезен од електрослабо согорување, т.е. енергијата се ослободува со претворање на кваркови во лептони преку електрослабата сила. Овој процес се одвива во ѕвезденото јадро, во зафатнина голема колку јаболко, која сепак има маса двапати поголема од Земјината.^[10]

Бозонската ѕвезда е хипотетичко астрономско тело која се образува од честички наречени бозони (обичните ѕвезди се образуваат од фермиони). За да постои овој вид на ѕвезди, мора да има стабилен вид на бозон со одбивно самозаемодејство. Се смета дека ваквите ѕвезди би можеле да се пронајдат гравитациското зрачење н пар коорбитални бозонски ѕвезди.^[11][12]

• Настанок и развој на галаксиите

• Blaschke, D.; Fredriksson, S.; Grigorian, H.; Öztaş, A.; Sandin, F. (2005). „Phase diagram of three-flavor quark matter under compact star constraints“. Physical Review D. 72 (6): 065020. arXiv:hep-ph/0503194. Bibcode:2005PhRvD..72f5020B. doi:10.1103/PhysRevD.72.065020. S2CID 119356279.
• Sandin, F. (2005). „Compact stars in the standard model – and beyond“. European Physical Journal C. 40 (2): 15–22. arXiv:astro-ph/0410407. Bibcode:2005EPJC...40...15S. doi:10.1140/epjcd/s2005-03-003-y. S2CID 119495444.
• Sandin, F. (2005). Exotic Phases of Matter in Compact Stars (PDF) (Thesis). Luleå University of Technology. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-08-15. Посетено на 2024-09-11.

п р у Црни дупки Видови Шварцшилд Вртежна Наелектризирана Виртуелна Големина Микро Екстремална Електронска Ѕвездена Средномасивна Супермасивна Квазар Активно галактичко јадро Блазар Голема квазарска група Создавање Ѕвезден развој Гравитациско собирање Неутронска ѕвезда Компактна ѕвезда Кваркова Егзотична Толман–Опенхајмер–Волкова граница Бело џуџе Супернова Хипернова Гама-изблик Особености Термодинамика Шварцшилдов полупречник Однос M–σ Хоризонт на случување Квазипериодични треперења Фотонска сфера Ергосфера Хокингово зрачење Пенроузов процес Бландфорд–Знајеков процес Бондиева акреција Шпагетификација Гравитациски леќи Модели Гравитациска сингуларност Пенроузово–Хокингови теореми за сингуларноста Првични црни дупки Граваѕвезда Темна ѕвезда Темноенергетска ѕвезда Црна ѕвезда Магнетосферен внатрешно колабирачки објект Рунтава топка Бела дупка Отскриена сингуларност Прстенеста сингуларност Имирзиев параметар Опнова парадигма Кугелблиц Црвоточина Квазиѕвезда Проблеми Ќелавосна теорема Информациски парадокс Космичка цензура Алтернативни модели Холографско начело Усогласеност на црна дупка Метрика Шварцшилд Кер Рајснер–Нордштром Кер–Њуман Списоци Црни дупки Најмасивни Квазари Поврзано Временски преглед на физиката на црни дупки Росиев рентгенски истражувач Хиперзбиен ѕвезден систем Сингуларен реактор Компактна ѕвезда