Компактна зоря або компактний об’єкт — астрономічний термін, який поєднує такі масивні й відносно невеликі за розміром об'єкти, як білий карлик, нейтронна зоря, чорна діра. До них також можуть належати екзотичні зорі, якщо існування таких гіпотетичних щільних тіл буде підтверджено. Усі компактні об’єкти мають дуже високу густину порівняно зі звичайною атомною матерією. Цей термін використовують як узагальнення для випадків, коли точна природа значного гравітаційного ефекту, зосередженого в малому об’ємі, невідома. Оскільки більшість типів компактних об’єктів є кінцевими стадіями еволюції зір, їх також називають залишками зір. Стан і тип залишку зорі насамперед залежать від маси зорі-попередниці. Компактний об’єкт, який не є чорною дірою, називають виродженою зорею.

Формування Зазвичай зоряна еволюція завершується утворенням компактної зорі. Кожна активна зоря зрештою досягає стану, коли тиск випромінювання, що виникає внаслідок термоядерного синтезу в її надрах, уже не може протидіяти власній гравітації. Тоді зоря стискається під дією власної ваги, що для більшості зір призводить до формування дуже щільного компактного залишку, який також називають компактною зорею. Компактні об’єкти не мають внутрішніх джерел енергії, але, за винятком чорних дір, зазвичай продовжують випромінювати світло протягом мільйонів років завдяки теплу, що залишилося після колапсу.

Тривалість існування Хоча компактні об’єкти можуть випромінювати, а отже охолоджуватися й втрачати енергію, їхня структура не залежить від температури так сильно, як у звичайних зір. За відсутності зовнішніх збурень і розпаду протона вони можуть існувати практично необмежено довго. Вважають, що чорні діри зрештою випаровуються через випромінювання Гокінга протягом трильйонів років. Згідно з сучасними стандартними моделями фізичної космології, усі зорі з часом еволюціонують у холодні й темні компактні об’єкти, і зрештою в дуже віддаленому майбутньому наступить теплова смерть Всесвіту.

У ширшому розумінні до компактних об’єктів іноді відносять і менші тверді тіла, такі як субзоряні об’єкти — планети, астероїди та комети, однак таке вживання менш поширене.

Білі карлики

Білі карлики, складаються переважно з виродженої матерії; зазвичай це ядра вуглецю й кисню в морі вироджених електронів. Білі карлики утворюються з ядер зір, тому під час формування вони дуже гарячі. У процесі охолодження вони червоніють і тьмяніють, поки зрештою не перетворяться на темні чорні карлики. Білі карлики спостерігали ще в XIX столітті, однак їхню надзвичайно високу густину змогли пояснити лише у 1920-х роках.

Рівняння стану виродженої матерії є «м’яким», тобто додавання маси призводить до зменшення розміру об’єкта. Якщо маса білого карлика зростає, він стискається, а густина в центрі ще сильніше збільшується, що супроводжується зростанням енергії вироджених електронів. Коли маса виродженої зорі стає достатньо великою, а її радіус зменшується до кількох тисяч кілометрів, вона наближається до межі Чандрасекара — теоретичної верхньої межі маси білого карлика, приблизно 1,4 маси Сонця ().

Якби речовину з центра білого карлика стиснули ще сильніше, електрони спершу почали б поєднуватися з ядрами, перетворюючи їхні протони на нейтрони внаслідок зворотного бета-розпаду. Рівновага змістилася б у бік важчих, багатших на нейтрони ядер, нестійких за звичайних густин. Із подальшим зростанням густини ці ядра ставали б ще більшими й менш зв’язаними. За критичної густини близько 4  кг/м3 — так званої межі відриву нейтронів — атомні ядра почали б розпадатися на незв’язані протони та нейтрони. Подальше стискання зрештою призвело б до стану, коли густина речовини наближається до густини атомного ядра — приблизно 2  кг/м3. За такої густини речовина складалася б переважно з вільних нейтронів із невеликою домішкою протонів і електронів.

Нейтронні зорі

За маси, більшою за межу Чандрасекара, тиск виродженого електронного газу за будь-якого радіуса білого карлика вже не може врівноважити гравітаційне стискання. У такому разі відбувається колапс ядра, під час якого більша частина його речовини нейтронізується: електрони «втискаються» в протони, утворюючи нейтрони та випромінюючи нейтрино. За ядерних густин речовини бета-розпад нейтронів стає енергетично невигідним, і нейтрони стають стабільними частинками. Ядро зорі перетворюється не на білий карлик, а на нейтронну зорю радіусом всього лише 10–20 км, при цьому виділяється величезна кількість енергії й відбувається вибух наднової.

Хоча першу нейтронну зорю відкрили лише 1967 року разом із відкриттям першого пульсара, існування нейтронних зір передбачили Вальтер Бааде і Фріц Цвіккі ще 1933 року, лише через рік після відкриття нейтрона (1932). Вони зрозуміли, що через надзвичайну густину нейтронних зір колапс звичайної зорі до такого стану вивільняє величезну гравітаційну потенціальну енергію, що може пояснити вибухи наднових. Це пояснює наднові типів Ib, Ic і II. Такі вибухи відбуваються, коли залізне ядро масивної зорі перевищує межу Чандрасекара і колапсує в нейтронну зорю.

Подібно до електронів, нейтрони є ферміонами. Тому вони створюють тиск виродження нейтронів, який утримує нейтронну зорю від подальшого колапсу. Як і у випадку межі Чандрасекара для білих карликів, для нейтронних зір також існує гранична маса — межа Толмена — Оппенгеймера — Волкова, за якої тиску вже недостатньо, щоб утримувати зорю. Оскільки властивості щільної адронної матерії вивчені недостатньо, точне значення цієї межі невідоме, але вважають, що воно лежить у межах від 2 до . Якщо маса колапсуючого ядра зорі перевищує цю межу, то воно стискається в чорну діру.

Чорні діри

За маси, більшої за межу Толмена — Оппенгеймера — Волкова, тиск у зорі вже не може врівноважити гравітацію, і протягом мілісекунд відбувається катастрофічний гравітаційний колапс. Друга космічна швидкість на поверхні швидко досягає швидкості світла. Відтоді ні енергія, ні речовина не можуть покинути об’єкт, і формується чорна діра. Оскільки все світло й речовина замкнені всередині горизонту подій, чорна діра виглядає справді чорною, за винятком можливого дуже слабкого випромінювання Гокінга. Вважають, що колапс триває і всередині горизонту подій.

У класичній теорії загальної теорії відносності формується гравітаційна сингулярність. Можливо, катастрофічний гравітаційний колапс припиняється на масштабі, порівнянному з планківською довжиною, однак на таких масштабах не існує перевіреної теорії гравітації, здатної передбачити подальший розвиток подій. Додавання будь-якої маси до чорної діри спричиняє лінійне збільшення радіуса горизонту подій. Це зумовлює певні зміни властивостей чорної діри, зокрема зменшення припливних напружень поблизу горизонту подій і послаблення гравітаційного поля на самому горизонті. Водночас жодних якісних змін у структурі чорної діри зі зростанням маси не відбувається.

Екзотичні зорі

Екзотична зоря — це гіпотетична компактна зоря, що складається не з електронів, протонів і нейтронів, а з інших частинок, які протидіють гравітаційному колапсу завдяки тиску виродження або іншим квантовим властивостям. До таких об’єктів належать дивні зорі (складені з дивної матерії) та більш спекулятивні преонні зорі (складені з преонів).

Кваркові й дивні зорі

Якщо нейтрони зазнають сильного стискання за високих температур, вони розпадаються на складові кварки, утворюючи так звану кваркову матерію. У такому разі зоря ще більше стискається і стає щільнішою, але замість повного колапсу в чорну діру може стабілізуватися й існувати в цьому стані невизначено довго, якщо не додавати нову масу. У певному сенсі вона перетворюється на дуже великий нуклон. Зорю в такому гіпотетичному стані називають «кварковою зорею» або, точніше, «дивною зорею», оскільки за достатньо високого тиску енергетично вигідно, щоб приблизно третина кварків перетворилася на дивні кварки.

Преонні зорі Преонна зоря — це запропонований тип компактної зорі, що складається з преонів — групи гіпотетичних субатомних частинок. Очікують, що преонні зорі мають надзвичайно велику густину — понад 1023 кг/м³, що займає проміжне положення між кварковими зорями та чорними дірами. Припускають, що такі об’єкти могли утворюватися під час вибухів наднових або невдовзі після Великого вибуху.

Q-зорі

Q-зорі — це гіпотетичні компактні об’єкти з екзотичним станом матерії, масивніші за нейтронні зорі, але з радіусом меншим від 2/3 від відповідного радіуса Шварцшильда. Q-зорі також називають «сірими дірами».

Електрослабкі зорі Електрослабка зоря — це теоретичний тип екзотичної зорі, у якій гравітаційний колапс стримує тиск випромінювання, що виникає внаслідок електрослабкого горіння, тобто вивільнення енергії під час перетворення кварків на лептони через електрослабку взаємодію. Цей процес відбувається в ядрі зорі розміром приблизно з яблуко, яке містить масу, приблизно рівну двом масам Землі.

Бозонні зорі Бозонна зоря — це гіпотетичний астрономічний об'єкт, утворений бозонами (звичайні зорі складаються з ферміонів). Для існування такого типу зір необхідна наявність стабільного виду бозонів із відштовхувальною самодією. Станом на 2016 рік переконливих доказів існування таких об’єктів немає. Їх потенційно можна було б виявити за допомогою гравітаційного випромінювання, яке випромінює пара бозонних зір, що обертаються навколо спільного центра мас.

Примітки

Література