ในทางดาราศาสตร์คำว่าวัตถุขนาดกะทัดรัด (หรือดาวขนาดกะทัดรัด ) หมายถึง ดาว แคระขาวดาวนิวตรอนและหลุมดำ โดยรวม นอกจาก นี้ยังอาจรวมถึงดาวแปลกประหลาดอื่นๆ ด้วย หากมีการยืนยันว่าวัตถุที่มีความหนาแน่นสูงในสมมติฐานเหล่านั้นมีอยู่จริง วัตถุขนาดกะทัดรัดทั้งหมดมีมวล สูง เมื่อเทียบกับรัศมีทำให้มีความหนาแน่น สูงมากเมื่อเทียบกับ สสารอะตอม ทั่วไปคำนี้ใช้เป็นคำทั่วไปในกรณีที่ไม่ทราบลักษณะที่แท้จริงของผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงที่มีนัยสำคัญซึ่งจำกัดอยู่ในรัศมีขนาดเล็ก

เนื่องจากวัตถุขนาดกะทัดรัดส่วนใหญ่แสดงถึงจุดสิ้นสุดของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์จึงเรียกอีกอย่างว่าซากดาวฤกษ์และในสื่อทั่วไปอาจเรียกกันว่าดาวตายสถานะและประเภทของซากดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์ต้นกำเนิดเป็นหลัก วัตถุขนาดกะทัดรัดที่ไม่ใช่หลุมดำอาจเรียกว่าดาวเสื่อมสภาพ

ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2563 นักดาราศาสตร์รายงานว่าสามารถจำกัดแหล่งกำเนิดของการระเบิดคลื่นวิทยุเร็ว (FRBs) ให้แคบลงได้ ซึ่งขณะนี้อาจรวมถึง "การรวมตัวของวัตถุขนาดกะทัดรัดและแมกนีตาร์ ที่เกิดจากการยุบตัว ของซูเปอร์โนวาปกติ" ^{[ 1 ] [ 2 ]}

โดยปกติแล้ว จุดสิ้นสุดของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์คือการก่อตัวของดาวฤกษ์ขนาดกะทัดรัด ดาวฤกษ์ที่ยังคงมีกิจกรรมทุกดวงจะวิวัฒนาการไปถึงจุดที่แรงดันรังสีจากปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์ภายในไม่สามารถต้านทานแรงโน้มถ่วงของตัวเองได้อีกต่อไป เมื่อถึงจุดนี้ ดาวฤกษ์จะยุบตัวลงภายใต้น้ำหนักของตัวเองและเข้าสู่กระบวนการตายแห่งดาวฤกษ์สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ ผลลัพธ์ที่ได้คือซากดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นและขนาดกะทัดรัดมาก ซึ่งเรียกอีกอย่างว่า ดาวฤกษ์ขนาดกะทัดรัด

วัตถุขนาดกะทัดรัดไม่มีการผลิตพลังงานภายใน แต่จะแผ่รังสีออกมาเป็นเวลาหลายล้านปี ยกเว้นหลุมดำ โดยมีความร้อนส่วนเกินเหลืออยู่จากการยุบตัว^{[ 3 ]}

ตามความเข้าใจล่าสุด ดาวขนาดกะทัดรัดอาจก่อตัวขึ้นในช่วงการแยกเฟสของเอกภพยุคแรกหลังจากบิ๊กแบง [ ^{4 ] ต้น}กำเนิดดั้งเดิมของวัตถุขนาดกะทัดรัดที่รู้จักยังไม่ได้รับการกำหนดอย่างแน่นอน

แม้ว่าวัตถุขนาดกะทัดรัดอาจแผ่รังสีออกมา และทำให้เย็นลงและสูญเสียพลังงาน แต่พวกมันไม่จำเป็นต้องอาศัยอุณหภูมิสูงในการรักษาสภาพโครงสร้างเหมือนดาวฤกษ์ทั่วไป หากไม่มีการรบกวนจากภายนอกและการสลายตัวของโปรตอนพวกมันสามารถคงอยู่ได้แทบจะตลอดไปอย่างไรก็ตาม โดยทั่วไปเชื่อกันว่าหลุมดำ จะระเหยไปในที่สุดจาก รังสีฮอว์คิงหลังจากผ่านไปหลายล้านล้านปี ตามแบบจำลองจักรวาลวิทยาเชิงฟิสิกส์ มาตรฐานในปัจจุบันของเรา ดาวฤกษ์ทั้งหมดจะวิวัฒนาการไปเป็นดาวฤกษ์ขนาดกะทัดรัดที่เย็นและมืดในที่สุด เมื่อถึงเวลาที่เอกภพเข้าสู่ยุคเสื่อมสภาพในอนาคตอันไกลโพ้น

นิยามที่กว้างขึ้นเล็กน้อยของวัตถุขนาดกะทัดรัดอาจรวมถึงวัตถุแข็งขนาดเล็กเช่นดาวเคราะห์ดาวเคราะห์น้อยและดาวหาง แต่การใช้งานเช่นนั้นไม่ค่อยพบเห็น มีดาวฤกษ์และกลุ่มสสารร้อนอื่นๆ หลากหลายชนิดอย่างน่าทึ่ง แต่ตามหลัก อุณหพลศาสตร์แล้วส สารทั้งหมดในจักรวาลจะต้องจบลงด้วยการกระจัดกระจายเป็นอนุภาคเย็น หรือวัตถุขนาดกะทัดรัดในรูปของดาวฤกษ์หรือวัตถุใต้ดาวฤกษ์ในที่สุด

ดาวฤกษ์ที่เรียกว่าดาวแคระขาวหรือดาวแคระเสื่อมสภาพนั้นประกอบด้วยสสารเสื่อมสภาพ เป็นส่วนใหญ่ โดยทั่วไปแล้วจะเป็นนิวเคลียสของคาร์บอนและออกซิเจนในทะเลของอิเล็กตรอนเสื่อมสภาพ ดาวแคระขาวเกิดขึ้นจากแกนกลางของดาวฤกษ์ในลำดับหลักดังนั้นจึงมีอุณหภูมิสูงมากเมื่อก่อตัวขึ้น เมื่อพวกมันเย็นลง พวกมันจะเปลี่ยนเป็นสีแดงและหรี่แสงลงจนในที่สุดกลายเป็นดาวแคระดำ ที่มืดสนิท ดาวแคระขาวถูกสังเกตพบในศตวรรษที่ 19 แต่ความหนาแน่นและความดันที่สูงมากที่พวกมันมีอยู่นั้นยังไม่ได้รับการอธิบายจนกระทั่งถึงทศวรรษ 1920

สมการสถานะของสสารเสื่อมสภาพนั้น "อ่อน" หมายความว่า การเพิ่มมวลเข้าไปจะทำให้วัตถุมีขนาดเล็ลง เมื่อเพิ่มมวลให้กับสิ่งที่เริ่มต้นเป็นดาวแคระขาว วัตถุจะหดตัวลง และความหนาแน่นที่ศูนย์กลางจะยิ่งมากขึ้น พร้อมกับพลังงานอิเล็กตรอนเสื่อมสภาพที่สูงขึ้น หลังจากที่มวลของดาวเสื่อมสภาพเพิ่มขึ้นมากพอจนรัศมีหดตัวเหลือเพียงไม่กี่พันกิโลเมตร มวลนั้นจะเข้าใกล้ขีดจำกัดของจันทรเสขรซึ่งเป็นขีดจำกัดสูงสุดทางทฤษฎีของมวลของดาวแคระขาว ประมาณ 1.4 เท่าของมวลของดวง_{อาทิตย์} ( M☉ )

หากนำสสารออกจากใจกลางดาวแคระขาวและบีบอัดอย่างช้าๆ อิเล็กตรอนจะถูกบังคับให้รวมตัวกับนิวเคลียสก่อน โดยเปลี่ยนโปรตอนเป็นนิวตรอนด้วยการสลายตัวแบบเบตาผกผันสมดุลจะเปลี่ยนไปสู่นิวเคลียสที่หนักกว่าและมีนิวตรอนมากกว่า ซึ่งไม่เสถียรที่ความหนาแน่นปกติ เมื่อความหนาแน่นเพิ่มขึ้น นิวเคลียสเหล่านี้จะมีขนาดใหญ่ขึ้นและยึดเหนี่ยวกันได้น้อยลง ที่ความหนาแน่นวิกฤตประมาณ 4 × 10^{ที่ความหนาแน่น 14}กก./ลบ.ม. ^–ซึ่งเรียกว่าเส้นหยดนิวตรอน – นิวเคลียสของอะตอมจะเริ่มสลายตัวกลายเป็นโปรตอนและนิวตรอนที่ไม่ยึดเหนี่ยวกัน หากถูกบีบอัดต่อไปอีก ในที่สุดมันจะถึงจุดที่ความหนาแน่นของสสารอยู่ในระดับเดียวกับความหนาแน่นของนิวเคลียสของอะตอม – ประมาณ 2 × 10⁻¹⁰¹⁷  กก./ลบ.ม.^ที่ความหนาแน่นระดับนั้น สสารส่วนใหญ่จะเป็นนิวตรอนอิสระ โดยมีโปรตอนและอิเล็กตรอนกระจัดกระจายอยู่เล็กน้อย

ในระบบดาวคู่ บางระบบ ที่มีดาวแคระขาว มวลจะถูกถ่ายโอนจากดาวคู่ไปยังดาวแคระขาว จนในที่สุดจะเกินขีดจำกัดของจันทรเสขรอิเล็กตรอนจะทำปฏิกิริยากับโปรตอนเพื่อสร้างนิวตรอน ทำให้ไม่สามารถสร้างแรงดันที่จำเป็นเพื่อต้านทานแรงโน้มถ่วงได้อีกต่อไป ส่งผลให้ดาวฤกษ์ยุบตัวลง หากใจกลางของดาวฤกษ์ประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจนเป็นส่วนใหญ่ การยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วง ดังกล่าว จะจุดประกายปฏิกิริยาฟิวชันแบบควบคุมไม่ได้ของคาร์บอนและออกซิเจน ส่งผลให้เกิดซูเปอร์โนวาประเภท Iaที่ระเบิดดาวฤกษ์จนแหลกละเอียดก่อนที่การยุบตัวจะกลายเป็นสิ่งที่ย้อนกลับไม่ได้ หากใจกลางประกอบด้วยแมกนีเซียมหรือธาตุที่หนักกว่าเป็นส่วนใหญ่ การยุบตัวจะดำเนินต่อไป^{[ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]}เมื่อความหนาแน่นเพิ่มขึ้นอีก อิเล็กตรอนที่เหลือจะทำปฏิกิริยากับโปรตอนเพื่อสร้างนิวตรอนมากขึ้น การยุบตัวจะดำเนินต่อไปจนกระทั่ง (ที่ความหนาแน่นสูงขึ้น) นิวตรอนกลายเป็นภาวะเสื่อมสภาพ สมดุลใหม่เป็นไปได้หลังจากที่ดาวฤกษ์หดตัวลงสามอันดับขนาดเหลือรัศมีระหว่าง 10 ถึง 20 กิโลเมตร นี่คือดาวนิวตรอน

แม้ว่าดาวนิวตรอนดวงแรกจะยังไม่ถูกสังเกตจนกระทั่งปี 1967 เมื่อ มีการค้นพบ พัลซาร์ วิทยุดวงแรก แต่ดาวนิวตรอนได้รับการเสนอโดย Baade และ Zwicky ในปี 1933 เพียงหนึ่งปีหลังจากที่ค้นพบนิวตรอนในปี 1932 พวกเขาตระหนักว่าเนื่องจากดาวนิวตรอนมีความหนาแน่นสูง การยุบตัวของดาวฤกษ์ธรรมดาไปเป็นดาวนิวตรอนจะปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วง จำนวนมาก ซึ่งเป็นคำอธิบายที่เป็นไปได้สำหรับซูเปอร์โนวา [ ^{8 ] [ 9 ] [ 10 ] นี่}คือคำอธิบายสำหรับซูเปอร์โนวาประเภทIb, IcและIIซูเปอร์โนวาเหล่านี้เกิดขึ้นเมื่อแกนเหล็กของดาวฤกษ์มวลมากเกินขีดจำกัด Chandrasekhar และยุบตัวลงเป็นดาวนิวตรอน

เช่นเดียวกับอิเล็กตรอน นิวตรอนเป็นเฟอร์มิออนดังนั้นจึงให้แรงดันนิวตรอนดีเจนเนอเรซีเพื่อพยุงดาวนิวตรอนไม่ให้ยุบตัวลง นอกจากนี้ ปฏิสัมพันธ์แบบผลักกันระหว่างนิวตรอนยังให้แรงดันเพิ่มเติมอีกด้วย เช่นเดียวกับขีดจำกัดของจันดราเซการ์สำหรับดาวแคระขาว มีมวลจำกัดสำหรับดาวนิวตรอน นั่นคือขีดจำกัดของโทลแมน-ออปเพนไฮเมอร์-โวลคอฟฟ์_ซึ่งแรงเหล่านี้ไม่เพียงพอที่จะพยุงดาวไว้ได้อีกต่อไป เนื่องจากแรงในสสารแฮดรอนิกหนาแน่นยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างถ่องแท้ ขีดจำกัดนี้จึงไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่คาดว่าอยู่ระหว่าง 2 ถึง 3  M☉หากมีมวลเพิ่มขึ้นบนดาวนิวตรอน ในที่สุดก็จะถึงขีดจำกัดมวลนี้ สิ่งที่จะเกิดขึ้นต่อไปนั้นยังไม่ชัดเจนนัก

เมื่อมวลสะสมมากขึ้น สมดุลต้านการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงจะเกินจุดแตกหัก เมื่อความดันของดาวฤกษ์ไม่เพียงพอที่จะต้านทานแรงโน้มถ่วง การยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงอย่างรุนแรงจะเกิดขึ้นภายในไม่กี่มิลลิวินาทีความเร็วหลุดพ้นที่พื้นผิว ซึ่งอย่างน้อย1/3ของ  ความเร็วแสง จะเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วจนถึงความเร็วแสง ณ จุดนั้น พลังงานหรือสสารใดๆ ก็ไม่สามารถหลุดรอดออกไปได้ และหลุมดำก็ก่อตัวขึ้น เนื่องจากแสงและสสารทั้งหมดถูกกักไว้ภายในขอบฟ้าเหตุการณ์หลุมดำจึงปรากฏเป็นสีดำ สนิท ยกเว้นความเป็นไปได้ที่จะมีรังสีฮอว์คิง ที่จางมาก สันนิษฐานว่าการยุบตัวจะดำเนินต่อไปภายในขอบฟ้าเหตุการณ์

ในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป แบบคลาสสิ กจุดเอกฐานทางแรงโน้มถ่วงที่มีขนาดไม่เกินจุดเดียวจะก่อตัวขึ้น อาจมีการหยุดการยุบตัวของแรงโน้มถ่วงอย่างรุนแรงครั้งใหม่ที่ขนาดใกล้เคียงกับความยาวพลังค์แต่ที่ความยาวเหล่านี้ยังไม่มีทฤษฎีแรงโน้มถ่วงใดที่สามารถทำนายสิ่งที่จะเกิดขึ้นได้ การเพิ่มมวลใดๆ ให้กับหลุมดำจะทำให้รัศมีของขอบฟ้าเหตุการณ์เพิ่มขึ้นเป็นเส้นตรงตามมวลของจุดเอกฐานตรงกลาง ซึ่งจะทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงบางอย่างในคุณสมบัติของหลุมดำ เช่น ลดความเค้นจากแรงดึงดูดใกล้ขอบฟ้าเหตุการณ์ และลดความแรงของสนามโน้มถ่วงที่ขอบฟ้า อย่างไรก็ตาม จะไม่มีการเปลี่ยนแปลงเชิงคุณภาพเพิ่มเติมใดๆ ในโครงสร้างที่เกี่ยวข้องกับการเพิ่มมวลใดๆ

• ฟัซบอล^{[ 11 ]}
• กราวัสตาร์^{[ 11 ]}
• ดาวพลังงานมืด
• ดาวดำ
• วัตถุแมกนีโตสเฟียร์ที่ยุบตัวลงอย่างไม่มีที่สิ้นสุด
• ดาวมืด^{[ 11 ]}
• หลุมดำดึกดำบรรพ์

ดาวฤกษ์แปลกประหลาดคือดาวฤกษ์ขนาดกะทัดรัดในจินตนาการที่ประกอบด้วยสิ่งอื่นที่ไม่ใช่อิเล็กตรอนโปรตอนและนิวตรอนซึ่งมีความสมดุลต่อ การยุบ ตัว เนื่องจาก แรงโน้มถ่วงโดยแรงดันจากภาวะเสื่อมสภาพหรือคุณสมบัติควอนตัมอื่นๆ ตัวอย่าง เช่น ดาวประหลาด (ประกอบด้วยสสารประหลาด ) และดาวพรีออน (ประกอบด้วยพรีออน ) ซึ่งเป็นแนวคิดที่ยังอยู่ในช่วงการคาดเดา

ดาวฤกษ์แปลกประหลาดเป็นเพียงสมมติฐาน แต่การสังเกตการณ์ที่เผยแพร่โดยกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทราเมื่อวันที่ 10 เมษายน 2545 ตรวจพบดาวฤกษ์แปลกประหลาดที่เป็นไปได้สองดวง ได้แก่RX J1856.5-3754และ3C58ซึ่งก่อนหน้านี้เคยคิดว่าเป็นดาวนิวตรอน จากกฎทางฟิสิกส์ที่ทราบกันดี ดาวดวงแรกมีขนาดเล็กกว่ามาก และดาวดวงหลังมีอุณหภูมิต่ำกว่าที่ควรจะเป็นมาก ซึ่งบ่งชี้ว่าพวกมันประกอบด้วยสสารที่มีความหนาแน่นมากกว่านิวตรอนเนียมอย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์เหล่านี้ถูกมองด้วยความสงสัยจากนักวิจัยที่กล่าวว่าผลลัพธ์ยังไม่เป็นที่สรุปแน่ชัด

หากนิวตรอนถูกบีบอัดมากพอที่อุณหภูมิสูง พวกมันจะสลายตัวเป็นควาร์ก ที่เป็นส่วนประกอบ ก่อตัวเป็นสิ่งที่เรียกว่าสสารควาร์กในกรณีนี้ ดาวฤกษ์จะหดตัวลงและมีความหนาแน่นมากขึ้น แต่แทนที่จะยุบตัวลงกลายเป็นหลุมดำทั้งหมด ดาวฤกษ์อาจคงสภาพอยู่ได้และอยู่รอดในสถานะนี้ไปเรื่อยๆ ตราบใดที่ไม่มีมวลเพิ่มเข้ามาอีก มันได้กลายเป็นนิวคลีออนขนาดใหญ่มากในระดับหนึ่งดาวฤกษ์ในสถานะสมมตินี้เรียกว่า " ดาวควาร์ก " หรือเรียกให้เฉพาะเจาะจงว่า " ดาวประหลาด " เพราะภายใต้ความดันสูงมากพอ มันจะทำให้ควาร์กหนึ่งในสามส่วนเปลี่ยนไปเป็นควาร์ก ประหลาดได้ง่ายขึ้นในเชิงพลังงานพัลซาร์3C58ได้รับการเสนอว่าเป็นดาวควาร์กที่เป็นไปได้ ดาวนิวตรอนส่วนใหญ่เชื่อกันว่ามีแกนกลางเป็นสสารควาร์ก แต่การตรวจสอบด้วยการสังเกตการณ์นั้นทำได้ยาก

ดาวพรีออนเป็นดาวฤกษ์ขนาดกะทัดรัดประเภทหนึ่งที่เสนอขึ้นมาโดยดาวชนิดนี้ประกอบด้วยพ รีออน ซึ่งเป็นกลุ่มอนุภาคย่อยอะตอมในเชิงสมมติฐาน คาดว่าดาวพรีออนจะมีค่าความหนาแน่น สูง มาก เกิน^10²³กิโลกรัมต่อลูกบาศก์เมตร ซึ่งอยู่ระหว่างดาวควาร์กและหลุมดำ ดาวพรีออนอาจกำเนิดขึ้นจากการระเบิดของซูเปอร์โนวาหรือบิ๊กแบงอย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์ในปัจจุบันจากเครื่องเร่งอนุภาคกลับบ่งชี้ว่าพรีออนไม่มีอยู่จริง

ดาว Qเป็นดาวนิวตรอนสมมติที่มีขนาดกะทัดรัดและหนักกว่าปกติ มีสถานะทางสสารที่แปลกประหลาดซึ่งจำนวนอนุภาคยังคงอยู่ และมีรัศมีน้อยกว่า 1.5 เท่าของรัศมีชวาร์ซชิลด์ ที่สอดคล้องกัน ดาว Q ยังถูกเรียกว่า "หลุมเทา" อีกด้วย

ดาวอิ เล็กโทรวีค เป็นดาวประเภทแปลกใหม่ในทางทฤษฎี ซึ่งการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของดาวถูกป้องกันโดยแรงดันรังสีที่เกิดจากการเผาไหม้อิเล็ก โทรวีค นั่นคือพลังงานที่ปล่อยออกมาจากการแปลงควาร์กเป็นเลปตอนผ่านแรงอิเล็กโทรวีคกระบวนการนี้เกิดขึ้นในปริมาตรที่แกนกลางของดาวซึ่งมีขนาดประมาณเท่ากับแอปเปิล หนึ่งผล โดยมีมวลประมาณสองเท่าของโลก^{[ 12 ]}

ดาวโบซอนเป็นวัตถุทางดาราศาสตร์สมมุติฐานที่ก่อตัวขึ้นจากอนุภาคที่เรียกว่าโบซอน ( ดาวฤกษ์ทั่วไปก่อตัวขึ้นจากเฟอร์มิออน ) สำหรับการมีอยู่ของดาวประเภทนี้ จะต้องมีโบซอนประเภทเสถียรที่มีปฏิสัมพันธ์แบบผลักกันเอง ณ ปี 2016 ยังไม่มีหลักฐานสำคัญใดๆ ที่บ่งชี้ว่าดาวดังกล่าวมีอยู่จริง อย่างไรก็ตาม อาจเป็นไปได้ที่จะตรวจจับพวกมันได้โดยการแผ่รังสีความโน้มถ่วงที่ปล่อยออกมาจากดาวโบซอนคู่หนึ่งที่โคจรร่วมกัน^{[ 13 ] [ 14 ]}

จากหลักการความไม่แน่นอนทั่วไป (GUP) ที่เสนอโดยแนวทางบางอย่างของแรงโน้มถ่วงควอนตัม เช่นทฤษฎีสตริงและทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษคู่ผลกระทบของ GUP ต่อคุณสมบัติทางเทอร์โมไดนามิกของดาวขนาดกะทัดรัดที่มีส่วนประกอบสองส่วนที่แตกต่างกันได้รับการศึกษาเมื่อเร็ว ๆ นี้^{[ 15 ]} Tawfik และคณะตั้งข้อสังเกตว่าการมีอยู่ของการแก้ไขแรงโน้มถ่วงควอนตัมมีแนวโน้มที่จะต้านทานการยุบตัวของดาวหากพารามิเตอร์ GUP มีค่าอยู่ระหว่างระดับพลังค์และระดับอิเล็กโทรวีค เมื่อเปรียบเทียบกับแนวทางอื่น ๆ พบว่ารัศมีของดาวขนาดกะทัดรัดควรมีขนาดเล็กกว่า และพลังงานที่เพิ่มขึ้นจะลดรัศมีของดาวขนาดกะทัดรัดลง

• การก่อตัวและวิวัฒนาการของกาแล็กซี

• Blaschke, D.; Fredriksson, S.; Grigorian, H.; Öztaş, A.; Sandin, F. (2005). "แผนภาพเฟสของสสารควาร์กสามรสชาติภายใต้ข้อจำกัดของดาวขนาดกะทัดรัด" Physical Review D . 72 (6) 065020. arXiv : hep-ph/0503194 . Bibcode : 2005PhRvD..72f5020B . doi : 10.1103/PhysRevD.72.065020 . S2CID  119356279 .
• Sandin, F. (2005). "ดาวขนาดกะทัดรัดในแบบจำลองมาตรฐาน – และนอกเหนือจากนั้น" 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 .{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI ( link )
• Sandin, F. (2005). เฟสแปลกใหม่ของสสารในดาวฤกษ์ขนาดกะทัดรัด (PDF) (วิทยานิพนธ์). มหาวิทยาลัยเทคโนโลยีลูเลีย .