Компактна зоря

Зірки, названі білими карликами, в основному складаються з виродженої матерії; як правило, ядер вуглецю та кисню в морі вироджених електронів. Білі карлики виникають із зірок головної послідовності, тому температура їх утворення дуже велика. Під час вистигання вони тьмяніють та червоніють, допоки не стають чорними карликами.

Рівняння стану для виродженої речовини можна назвати "м'яким", тобто додавання більшої маси призведе до зменшення об'єкту. При додаванні маси до білого карлика, об'єкт зжимається, і центральна густина стає ще вищою та з більшими енергіями вироджених електронів. Радіус зірки скорочується до декількох тисяч кілометрів, а маса наближується до верхньої межі маси білого карлика, межі Чандрасекара, приблизно в 1,4 раза більше маси Сонця.

Якби ми взяли речовину з центру білого карлика й почали повільно його стискати, то спочатку елетрони почнуть об'єднуватись з ядрами, перетворюючи свої протони в нейтрони шляхом оберненого бета-розпаду. Наступний етап -- зміщення рівноваги в сторону важких більш нейтронно-багатих ядер, котрі є нестабільними при нормальних густинах. По мірі збільшення густини ці ядра стають більш масштабними і менш зв'язаними. При критичній густині (порядку 4 ⋅10¹⁴ кг/м³), атомне ядро розпадається на протони та нейтрони. В кінцевому результаті ми б дійшли точки, де матерія має густину порядку атомного ядра (в межах 2 ⋅10¹⁷ кг/м³). На даний момент, мова йде в основному про вільні нейтрони з невеликою кількістю протонів та електронів.

В деяких подвійних системах з білим карликом, маса переноситься від зорі-компаньйона на білий карлик, в результаті чого вона перевищує межу Чандрасекара. Електрони реагують з протонами утворюючи нейтрони і, таким чином, більше не забезпечують необхідний тиск, щоб протистояти гравітації, викликаючи колапс зорі. Якщо центр зорі складається в основному з вуглецю та кисню, то такий гравітаційний колапс викличе нестримне злиття вуглецю та кисню, в результаті чого наднова зоря типу Ia повністю розлетиться, позбувшись частини маси, перед тим як колапс стане незворотнім. Якщо центр зорі складається з магнію або більш важких елементів, ко коллапс продовжиться. При подальшій зміні густини, електрони що залишились реагують з протонами з утворенням великої кількості нейтронів. колапс продовжується до тих пір, поки нейтрони не стануть виродженими. Нова рівновага можлива після того, як зоря стиснеться на три порядки до радіуса від 10 до 20 км. Це нейтронна зоря.

По мірі накопичення більшої маси, рівновага програє гравітаційному коллапсу та доходить до своєї межі. Тиску зорі невистачає, щоб урівноважити гравітацію, і катастрофічний гравітаційний коллапс відбувається за мілісекунди. Швидкість, котра потрібна для втечі з такого об'єкта уже досягає 1/3 швидкості світла і швидко доходить до швидкості світла. Ні енергія, ні матерія не можуть покинути цю область: утворюється чорна діра. Все світло буде захоплене в межах горизонту подій, тому чорна діра дійсно виглядає чорною, за виключенням можливості випромінювання Хокінга. Передбачається, що коллапс буде продовжуватись.

Компактні зорі є кінцевою ланкою еволюції зір. Зоря світить, отже, витрачає енергію. Втрати на випромінювання з поверхні компенсуються ядерним синтезом всередині зорі. Коли зоря вичерпує можливі джерела ядерного синтезу, тиск внутрішніх газів не в змозі підтримувати гідростатичну рівновагу і зоря ущільнюється до компактнішого стану. Речовина компактної зорі, що не є чорною дірою, зазвичай перебуває у виродженому стані.

• Sandin, F. (2005). Compact stars in the standard model – and beyond. European Physical Journal C 40: 15. Bibcode:2005EPJC...40...15S. arXiv:astro-ph/0410407. doi:10.1140/epjcd/s2005-03-003-y.