定義
這裡所說的緻密天體包括白矮星、中子星和黑洞,它們都是晚期恆星演化到最後的產物,晚期恆星演化成這三種緻密天體的哪一種,決定於晚期恆星的質量。這三種緻密天體的共同特徵是,為星體提供能量的核反應停止了,與星體自身引力相抗衡的張力已不復存在,引力坍縮致使星體體積縮小達到並處於超高密度、超大壓力和超強磁場的極端物理條件之中。
性質
白矮星




白矮星的質量一般都與太陽質量相近,在0.3-1.2個太陽質量範圍內,但大小與地球差不多,可見白矮星的密度是很高的,約為 ~ kg· 。提供能量的核反應雖然停止了,但白矮星的溫度仍然很高,表面溫度約為5× K,由於它的體積小,所以光度低,只有太陽的1/10到1/1 000。
白矮星的質量上限是太陽質量的1.4倍,這就是說,大於此質量限的白矮星是不存在的,它將進一步坍縮並形成中子星或黑洞。這一質量極限稱為錢德拉塞卡(S.Chandrasekhar)質量限。到目前為止,所有被觀測到的白矮星的質量都小於這個極限值。
中子星
理論研究表明,中子星也存在一個質量上限,為3.2太陽質量,稱為奧本海默(J.R.Oppenheimer)一沃爾科夫(G.M.Volkoff)質量限,如果超過這個質量限,中子星就不能穩定存在,內部簡併中子氣所產生的張力不能抗衡坍縮壓力,星體將進一步坍縮成為黑洞。
緻密天體內部的格林函式
結合 Jellium 模型,, 利用 Feynman圖形法則近似計算了一般緻密天體在一定條件下的格林函式‘:



白矮星: ~ —<<1;



中子星:~— <<1 。
可見一般的緻密天體是符合高密度電子系條件的 。因為任何高密度的電中性天體總包含有相同數量的正負電荷,故給出的格林函式對一般的緻密天體有效;本結果是從零溫下的格林函式出發得到的,,因此只適用於溫度很低的天體 ;沒有對玻色系進行討論 ,因此對玻色系可能是不適用的。