estrella compacta

En astronomía una estrella compacta (en algunas ocasiones objeto compacto, clasificación que también puede incluir planetas, asteroides, y cometas, al ser junto con ellas, los únicos cuerpos celestes que pueden existir a bajas temperaturas) se refiere colectivamente a enanas blancas (y sus versiones ya apagadas, las enanas negras), estrellas de neutrones, agujeros negros, estrellas-Q, estrellas de quarks, y estrellas de preones (estos tres últimos hipotéticos). Con la excepción de los agujeros negros, pueden ser denominadas estrellas degeneradas.​ A diferencia de una estrella típica, éstas no contrarrestan la gravedad mediante la presión generada por reacciones de fusión nuclear en su interior, y tales objetos son, por tanto, el resultado del agotamiento del combustible nuclear de las estrellas, lo que explica que sean frecuentemente conocidas como remanentes estelares. Sin ninguna fuente de energía que luche contra el colapso gravitatorio, estas estrellas muertas están comprimidas al máximo de lo que permite su masa. Se mantienen estables sujetas por fuerzas nucleares de origen cuántico. A tan elevadas densidades, la materia se halla en un estado que se denomina degenerado​. En casos extremos (agujeros negros) el objeto es incapaz de sostenerse a sí mismo, formando así una singularidad espaciotemporal. Dependiendo de la masa inicial de la estrella y de cuánta masa haya perdido o ganado a lo largo de su vida, el fin de las reacciones nucleares trae consigo la aparición de un tipo u otro de objeto compacto. Cuando una estrella de menos de 9-10 masas solares agota su combustible nuclear y explota se forma una enana blanca (las cuales no llegan a alcanzar una masa mayor a 1.33 masas solares), si la estrella tiene más de 9-10 masas solares, se formará una estrella de neutrones (que generalmente contiene entre 1.33 y 2-3 masas solares). Sin embargo, si la estrella que agota su combustible nuclear contiene una masa de más de 30-70 masas solares, se formará un agujero negro (que puede tener de 3 masas solares hasta incluso 30 o más). Hipotéticamente también podrían existir las estrellas de quarks (las cuales tendrían una densidad intermedia entre estrellas de neutrones y agujeros negros estelares), aunque es una idea que aunque no haya sido comprobada en la actualidad, tampoco ha podido ser descartada.​ Estas estrellas conforman el punto final de la evolución estelar. Una estrella brilla y por lo tanto pierde su energía. La pérdida por la superficie es compensada por la producción de energía por medio de la fusión nuclear en el interior de la estrella. Cuando la estrella ha perdido su capacidad de producir energía por dichas reacciones, la presión del gas en el interior caliente no puede soportar el peso de la estrella, y ésta colapsa hacia un estado más denso: una estrella compacta, inicialmente a una temperatura muy elevada -salvo los agujeros negros- debido a dicho colapso.