夸克星

夸克星（英語：Quark star）由奇異物質組成，是一種理論假設可能存在的引力緻密星體，需要更多的觀測數據及關鍵遺失環結理論推導來佐證其真實性。

實驗驗證方面，關鍵的奇異物質理論至今還是假說，至2013年五月為止，沒有任何可能的夸克星類型被證實或理論可以完全自洽，基礎成分「H雙重子」亦未被尋獲，最後一組對「H雙重子」進行搜尋實驗的是日本KEK（高能加速器研究機構）與日本原子能研究開發機構（JAEA）的合作項目J-PARC，目前尚未有結論。

2013年6月17日，北京質譜儀BES III與日本KEK的Belle團隊在研究疑似粲夸克偶素（Charmonium）的Y（4260）時，分別獨立發現Zc（3900），實驗報告於美國物理通訊上發表，Zc（3900）的夸克態可能是ccud或是介子分子混雜態（hadron molecule），是目前跡象最明確有可能被正式認定的第一個四夸克態粒子（雙夸克反雙夸克態）。Zc（3900）如果確認成立，其意義十分重大，將正式確立多夸克態物理的成立，確認一整門新物理學的出現，多夸克態一旦成立，則夸克水平的星體均可能成立，但不見得是奇異夸克星，也有可能是混雜態夸克星或是孤子星產生機率更高，這對近代天體物理發展而言是一項很大的突破，一整個族系的多夸克態星體均有可能被列入天體物理的研究範圍內。

對夸克星模型產生矛盾的現有物理實驗當中，在2013年1月，質子大小再度被確認為0.84087飛米，以μ-氫原子（Hydrogen muon）作為測量基準，置信度為7σ，遠比使用氫原子精確許多，推翻百年以來推算的大小0.8768飛米，完成驗證程序，正式為物理學界承認（2010年，德國馬克斯·普朗克量子光學研究所（英语：Max Planck Institute of Quantum Optics）（MPQ）首度測量μ-氫原子所得數據大約為0.8418飛米，其後被物理學界稱為質子大小謎團）。該數值導致量子電動力學當中的一些物理常量可能必須修改，例如「里德伯常量」。質子的夸克態為uud，質子大小修正幅度達4%，這意味過去推導的「H雙重子」uuddss物態方程，在數值計算上幾乎是全面錯誤的，短距力的效應在夸克星模型當中被低估許多。由此可以確信的是現有的夸克星模型全部都是需要修正的，這包含了夸克星半徑的推算、引力緻密程度及內部能階所能產生各類衰變粒子所造成的星體穩定性問題，2013年以前推導的夸克星模型沒有任何一個是正確的，引用新數值重新計算的工作還在進行中，尚未有相關的新論文出現。

理論發展方面，2013年3月中，CERN宣布了希格斯玻色子的能階大約在125.3-126.0GeV之間，如果CERN以外的第三方對照組實驗的數據同樣驗證此一數值（現代科學程序上要求CERN以外的機構重覆檢驗正確性，至少要有CERN以外的一個單位或多個單位進行重覆證實，CERN的發現並非最終結論），則此一能階則表示夸克星核心將會頻繁地形成希格斯玻色子及比較強烈的真空極化效應，甚至會形成穩定的希格斯玻色子物質團，夸克星的組成將不再是單純的奇異物質團，模型還必須考慮到與希格斯玻色子的交互作用，舊有推導的夸克星模型則幾乎全面都存在錯誤。考慮到夸克星是最可能進一步坍縮成更高密度的引力緻密星體，核心當中含有高密度的希格斯玻色子應當是一個正確的物理推論結果，提供了完美解釋了進一步坍縮的成因，過往的夸克星模型通常避開此一量子效應，在希格斯玻色子能階確認以後，夸克星模型無可避免地需要進行全面修正。

在質量生成貢獻度方面，希格斯玻色子一般只貢獻大約10%以下，90%以上是由夸克與膠子之間的力所賦予，質子質量當中，夸克僅佔5%，膠子不具質量，其餘質量貢獻為夸克與膠子之間的交互作用所貢獻，由於H雙重子尚未尋獲，無法得知其實際質量，在夸克星的密度及強引力參數下，夸克與膠子之間的交互作用對質量的貢獻比例是否會發生重大改變，成為夸克星模型當中的關鍵要素，對於其是否進一步坍縮或是維持長期結構穩定，以及星體總質量的生成因素，有關鍵性的影響，同時也全面影響夸克星的演化結構，舊有的理論物態方程均未考慮到此一因素，明顯需要進行大幅度修正。

希格斯玻色子的發現，將會使得夸克星研究成為新物理學及「巨觀宇宙結構研究」的關鍵性角色，夸克星引力及質量生成機制涉及使用廣義相對論的部份必須幾乎全面修改，物態轉換過程^[a]的進一步研究，對於證明廣義相對論是一個錯誤的物理理論有很大的幫助^[b]，目前夸克星機制的矛盾，大多數都來自於使用廣義相對論假設，假定廣義相對論存在錯誤的假設，並且採用新的量子引力延展理論，例如霍拉瓦重力（英语：Hořava–Lifshitz gravity）或是純量不變量（Scalar invariant）系列約十餘種延展理論，在高能階區域進行修正，對於尋找正確的夸克星模型及證明「經典黑洞理論」是錯誤的天體物理理論會有很大的幫助，而正確的夸克星模型則對暗物質、巨引源、超級星系長城及巨觀宇宙結構有決定性的影響。

夸克星模型

以夸克水平為基礎的星體在理論模型上至少有三種，「奇異夸克星」、「孤子星（英语：Soliton Star）」及「玻色星」。

 

爱德华·威滕的奇異物質理論構成「奇異夸克星」

奇異夸克星

「奇異夸克星」是科普文章通稱的「夸克星」，成分以奇異物質為主，主要建立在威滕假說上，專業學者文章多以「奇異星」來區分其差異，強調出其為奇異物質所組成的夸克星，由於「奇異星」有時會跟「奇特星」（Exotic star）發生混淆，而「孤子星（英语：Soliton Star）」及「玻色星」本身都有專有名詞，故一般稱「夸克星」係指「奇異夸克星」，而專業研究者之間因為有共通語言，因此學術論文中則大多以「奇異星」來避免泛指所有類型的夸克星。

「奇異夸克星」在「希格斯玻色子」的能階確認以後，是否能夠稱為「夸克星」已經開始形成一個重要的疑問，希格斯玻色子的能階明顯導致「奇異夸克星」不是單純地由「奇異物質團」所構造成的，原有的理論需要大幅度進行修正。其次，質子大小的實驗數據，導致原有夸克星的短距力計算需要全部重新推導，新的物態方程尚未有任何研究報告發表。

孤子星

「孤子星（英语：Soliton Star）」（Soliton Star）以諾貝爾獎得主李政道所推出的「非拓樸性孤子」（Non-topological soliton, NTS）為理論基礎（拓樸性孤子的模型目前有Skyrmion），主要是以純粹「費米子」具有孤子波性質的「孤子」來組成夸克星，被認為是「暗物質」的最佳候選者。由於宇宙間有95%以上的物質屬於暗物質（26.8%）或暗能量（68.3%），孤子星（英语：Soliton Star）為暗物質的最佳候選者，「孤子星模型」則在天體物理學當中形成一大門派，在宇宙學上是非常重要的一個分支，解釋了宇宙間觀測到的質量遺失問題。

玻色星

 

雷蒙·魯菲尼（Remo Ruffini）的理論研究導致玻色星概念出現

「玻色星」則為以純粹玻色子來組成夸克水平的星體（複合玻色子），由於普通的星體一般是以費米子為主的重子所組成，星爆不能供應足夠的玻色子，玻色星被認為不能由星爆產生，而是由大爆炸時期所遺留下來的暗物質，或是存在於星系核當中作為「巨質量玻色星」。因為希格斯玻色子的加入，「巨質量玻色星」應該是最常見的形式，星系核在這一理論當中被認為是玻色星而非黑洞所組成的，此即為「銀河中心星系核是由暗物質所組成」的說法來源，此一說法比「銀核是由黑洞所組成」更加合理，矛盾較少，同時作為星系核的玻色星無法任意被製造出來，也是觀測當中沒有見過黑洞吸聚物質因而產生嬰兒銀河的合理解釋。玻色星的性質相當奇怪，活動模式也非常多樣化，許多人關注的黑洞、孤子星（英语：Soliton Star）、夸克星及重力真空星的活動與玻色星相較之下可說堪稱無聊至極，由此可見玻色星具有很高的研究價值。

另外還有一些理論尚不成熟的部分類型夸克星模型推出，例如：「裸奇異星」、「混雜態夸克星」與「夸克行星」。

黑星

有些觀點認為，作為黑洞替代方案最佳選擇之一的黑星（Black star）：「重力真空星（英语：Gravastar）」，其真空極化外殼組成成分因為是透過玻色–愛因斯坦凝聚態所產生的，由於大部分天體都是由重子所組成的，而重子的成份是由夸克所組成的，因此天體坍縮後形成的重力真空星也應該是由夸克所組成的，所以「重力真空星」應該也是屬於夸克星的一種類型，不過「重力真空星」並未推導出其內部實際組成物質。

此外「重力真空星」雖無奇點，但是卻有一個類似「事件視界」的「擬事界」，星體活動近似於黑洞，使得外部觀測者沒有任何手段來區分重力真空星與黑洞的差別，要透過觀測來證明其組成物質為夸克，存在巨大的技術難度，難以提供確切證據說明理論的正確性，此外理論中隱含使用了「時間量子」（chronon）的維度緊化，用以解釋緻密星的時間停滯現象與坍縮空間壁的產生過程，而「時間量子」在物理實驗中尚未被發現，因此要說服大部分天體物理學家做此歸類，恐怕還需要更多的理論推導與實驗觀測。

分類與實驗觀測

孤子星（英语：Soliton Star）及玻色星經常被歸類為暗物質星，重力真空星則傾向於被歸類於暗能量星，由於人類離真正意義的宇宙航行能力相距甚遠，無法實際近距離觀測暗物質星，短期內的未來，「孤子星」、「玻色星」及「黑星」無法驗證推論是否正確。

關於「奇異夸克星」，并沒有任何報告指出科學家找到自然界中的奇異物質，目前以LHC擁有的1.4×10¹³電子伏特的能階而言，尚無法製造出夸克星的基本組成物質H雙重子（陽春版奇異物質）。目前LHC ALICE偵測器及日本春天八號（SPring-8）等各大重離子加速器均有此搜尋計畫，而天文觀測的數據只說明夸克星候選星可能不是中子星，而沒有指出其與夸克星性質有吻合之處。要確定一顆星體是否為夸克星，還需要非常多的努力。

在相對論性重離子對撞機、LHC、阿尔法磁谱仪及分子科學研究所（英语：Institute for Molecular Science）等單位對奇異物質的實驗報告出爐前，輕言斷定有夸克星的存在並非恰當的舉動。

奇異物質假說

假說

正常含有的奇夸克的物質是不穩定的，奇夸克較上夸克及下夸克重，例如Λ⁰粒子 ^[c]會透過弱作用力衰變成只含有上夸克及下夸克。Bodmer及愛德華·維騰提出的奇異物質假說認為大批的夸克聚集在一起，未考慮重力作用的條件下，這些聚集的夸克由於「包立不相容原理」進入穩定態，不受此侷限，最低能階的狀態是擁有三者相同數目夸克的均能階，這個能階被稱為「奇異物質」[4]（页面存档备份，存于互联网档案馆）[5] ^[d]。

粒子核基本上是由三個夸克所組成的，根據這個理論，「奇異物質」比正常的粒子核更加穩定，並且所有的粒子核都有衰變成「奇異物質」傾向，只不過這個過程有可能比宇宙年齡還久。奇異物質的穩定程度依據大小決定，太大的奇異物質會因其表面張力，傾向於變成小號的奇異物質，如果超過一定的臨界值，則奇異物質便轉變成越大越穩定的狀態。這就是「奇異物質假說」，也就是夸克星的立論基礎。

這個假說並未獲得證實，導致夸克星實際上也只是一個假說。

事實上，「奇異物質」的最小號版本「H雙重子」（有時也稱為ΛΛ雙重子態，S=-2,I=0,B=2,J^F=0⁺，夸克態udsuds或uuddss），是由Robert L. Jaffe在1977年開啟的系列工作所提出的，其後的研究者又提出了D*、N-ω、ω-ω雙重子態及其他的更低能階多夸克穩定態。

「奇異物質」名稱的來源是羅伯特·賈菲（Robert L. Jaffe）在1984年的論文"Strange Matter"^[3]，「奇異滴」（Strangelet）是由愛德華·維騰所命名，實際上兩者在專業的含意上有少許的差異，「奇異滴」代表的大批的夸克聚集在一起具有奇異性的多夸克物質。「奇異物質」與「奇異滴」是兩個不同的詞彙，不可混為一談，主要是奇異性的物理性質差異，最小版本的奇異物質「H雙重子」，低密度及低引力的條件下，並不具備奇異性，同時壽命也很短（2 × 10^-9 s）。

至今為止全球實驗室尋找超過三十年，沒有任何一個得到實驗的證實，一個「H雙重子」都沒有找到，包含NASA的月球土壤樣本也沒有找到「奇異物質」，其他的雙重子態亦不曾被驗證過。目前對「奇異物質」的任何實驗並不足以產生任何危害公眾的災難性結果。

理論上來說，LHC及RHIC各大重離子加速器尋找「H雙重子」的活動沒有任何危險性，奇異性的證明需要有技術手段來凝聚大批高密度H雙重子，使其產生奇異物質理論預測的反應，這種實驗無法在重離子加速器上面進行，因為重離子加速器使粒子速度太高、而密度太低，重離子加速器形同對粒子加熱，而H雙重子的形成過程卻是需要冷凍，現有的技術能力無法在夸克禁閉突破以後，在10^-8秒的瞬間將夸克冷凍凝結成雙重子，因而重離子加速器要製造H雙重子的機率非常的低，地球上所有的實驗室目前都還不具備使「奇異物質」產生奇異性的實驗條件，此外低密度H雙重子壽命短，保存H雙重子的技術手段尚未有任何發展可能，無法實際進行奇異物質奇異性的實驗證明。而且奇異性實驗的費用極度高昂，任何國家無法單一承擔所有實驗費用，在各國財政受金融因素導致極度困難的當前，短期內要證實奇異物質理論的正確性，恐怕難度甚大。

中子星內轉化奇異物質的反應

奇異物質一般相信是在中子星的過程當中所產生的，並且扮演主要的催化坍縮成因，幾個主體反應如下：

• n → u + d + d（夸克禁閉突破，中子被瓦解成夸克簡并態。）
• u(1) + d → u(2) + s（非輕子弱作用過程，夸克膠子電漿中產生奇夸克相變，能階大約在170MeV，一般稱之為「火球」，夸克星模型經常使用「火球模型」進行分析。）
• u + d + s + u + d + s + g → H⁰（直接六夸克反應，同位旋I₃=+¹⁄₂-¹⁄₂+0+¹⁄₂-¹⁄₂+0=0，同位旋為整數，因此是玻色子，遵守玻色愛因斯坦統計。）

或者

• u + d + s → Λ⁰（Λ⁰重子，奇異物質均能階態的基本形式。）
• u + d + s + (g) → R baryon（超對稱R重子，超膠子（g）是膠子的超對稱伴子，奇異物質均能階態的基本形式，記號為S⁰，僅在超對稱理論成立下才會發生，屬於SIMP粒子。）
• Λ⁰ + Λ⁰ → H⁰

此即為命名H雙重子的名稱來源，由兩個Λ⁰重子所組成的粒子，兩個重子所組成的一個多夸克態粒子，即雙重子態，也是當前夸克星理論是否成立的最嚴重阻礙。

此後，H⁰與Λ⁰再繼續進行其他反應，進入其他更好的穩定態，一直到發生奇異性為止，便可以形成奇異物質。不過，這個過程實際上還大有細節上的各種疑問存在，各項機制不曾被仔細研究過，實驗數據無法取得，目前沒有人有能力提出真正的機制解釋，也是主要的爭議焦點之一。

低密度、低引力及聲速下的稀薄H⁰粒子並非奇異物質，並且容易發生衰變：

• H⁰ + γ → Λ⁰ + Λ⁰
• H⁰ + γ → Ξ⁰ + n
• H⁰ + γ → Ξ⁰ + Δ⁰
• H⁰ + γ → Ξ^- + p
• H⁰ + γ → Ξ^- + Δ⁺
• H⁰ + γ → Σ^- + p

或是衰變成介子。

不穩定性使得儲存成為技術上極大的困難，低密度下形成奇異物質的機率微乎極微，聚集大批高密度H⁰粒子是一項技術上及財力上的極大困難，導致奇異物質實驗成為短期內不可能的任務^[4][5]。

實驗費用極度高昂

這個形成奇異物質反應（威滕假說）的實驗費用極度高昂，具有高度危險性，克服避免產生具有毀滅力的帶負電荷奇異物質的技術難度高，任何單一國家無法獨立進行，以其危險性而言，可能全球所有國家政府都不會批准這樣的實驗，出於安全性的考慮，最後可能只能在離地球軌道極遠的太空實驗室當中進行，除非發展出可行的廉價安全實驗方法，否則難以驗證正確性。

H⁰粒子的實驗則單一實驗室可以進行，沒有危險性。

高度爭議性

天體物理學家相信這個中子星內的奇異物質發生過程是由於H⁰粒子開始進入更穩定的多夸克態，多餘的能量向外釋出會導致中子星的外殼受到內部的能量流衝擊，外部結構因為壓力嚴重失衡而瓦解，將中子星殼層全數向外拋出，產生極超新星爆發。

這個過程是許多非主流學派論述的主要爭議焦點，過程中的質量遺失問題發生過許多次明來暗去的學術戰爭，各學派幾乎都使用尚未經過驗證的理論推導，非主流的量子虫洞學派認為產生量子虫洞及質量傳送效應，因醜聞而不被信賴的扭旋場論則堅持發生了超光速現象導致質量遺失，而古典理論則無法妥善解釋這個問題，只是用敷衍的方式搪塞質量在爆發時全數拋出而無法觀測到，詳細而確定的發生細節，由於實驗數據的難以取得，至今尚未有定論，具有強烈的爭議性。

地球上的實驗方法

地球上的實驗方式並不需要直接使用上述反應式，只要可以滿足構成：

u + d + s + u + d + s + (g) → H⁰（實驗室目前無法製造的原因之一是目前對膠子沒有技術能力控制，因此看似簡單的反應，實驗數十年卻無法達成。）

即可。

任何可以供應這樣反應的連鎖反應都可以進行這樣的實驗，沒有一定非要用中子來進行實驗。

重離子加速器實驗數十年無法找到的原因，也源自於達成這個反應所需要的實驗條件難度很高，三十六年來使用各種可以想像的手段，大型實驗搜尋活動超過三十多次，實驗報告超過七千次，均沒有辦法克服困難成功達成製造H⁰粒子，主要因素是目前對於膠子實驗控制的技術能力還在起步階段，沒有辦法順利將膠子與夸克順利連接成H⁰粒子，同時重離子加速器因為必須將粒子加速，粒子高速運動下，使得突破夸克禁閉後的瞬時密度無法提高到創造六個夸克瞬間集結成一個粒子的密度條件。

Λ⁰ + Λ⁰ → H⁰（目前的主要實驗方法）

大部分實驗使用將Λ⁰重子加速來進行實驗，目前理論預測的主要穩定島集中在H(2220)，h(2250)，實驗數據已經排除2.202GeV以下的可能性。

另一個主要的實驗構思是使用零號元素（Neutrium），或者是稱為四中子（Tetraneutrons）的物質，或是更進一步使用多中子物質（Polyneutron）。H⁰粒子無法儲存，因而不可能對奇異物質進行實驗，但多中子物質卻還有機會及技術能力來達成，透過瞬間高密度高能雷射加壓產生局部的中子星內環境，達成下述反應：

• 4n (Neutrium) → 4u + 8d
• 4u(1) + 4d → 4u(2) + 4s
• 4u + 4d + 4s → 4Λ⁰
• 2Λ⁰ + 2Λ⁰ → 2H⁰
• nH⁰ → S²ⁿ（Strangelet，奇異滴反應）

使得一個零號元素變成兩個H⁰粒子，然後再創造高密度加壓環境使H⁰粒子進入更穩定的多夸克態直到轉變成奇異物質。非理論主流封閉而不對外發表論文的量子虫洞學派曾經進行過類似的實驗，以低溫玻色愛因斯坦凝聚態進行高密度高能雷射加壓，試圖產生量子虫洞，透過非正式管道流出的非公開實驗結果說明這種方法可能因為需要突破夸克禁閉，而導致場勢的能階提昇而無法進入穩定態（該實驗因資金不足無法達成精度及指向性而最終宣告探測失敗）。^[6]

nH⁰ → S²ⁿ奇異滴反應如果是連鎖反應，則是個極端危險的實驗，學術研究如果確定其發生可能性後，應當禁止此項實驗於地球上進行。

第三系列主要的方法是使用B介子或K介子進行合成實驗。

實驗室一般都不採用直接偵測H⁰粒子的方法，而是採取偵測H⁰粒子衰變後的粒子散射來進行偵測，例如：

H⁰ → Σ^- + p → n + π^- + p

或是

H⁰ → Λ + π^- + p

連鎖反應，由於鮑立不相容原理，ΣN的反應傾向大於Λn。

另一種搜尋方法曾經被使用過，¹⁹⁷Au + ¹⁹⁷Au對撞，這個對撞理論上產生三個可能的連鎖反應序列：

• Λ + Λ → H⁰
• Σ + Σ → H⁰
• Ξ + N → H⁰

系統複雜度變因多

上述反應式目前來說，還存在許多爭議性，例如：

• n → u + d + d
• u(1) + d → u(2) + s

沒有任何物理學家會相信這個反應在數量上是完美均衡的，也就是說這個過程實際上不可能只產生H⁰粒子，還會產生「孤子態」、其他「非奇異性雙重子」及「介子」，純粹以奇異物質物態方程構築的奇異夸克星是不可能存在的，包含了其他物質狀態方程，並且考慮了量子重力修正的夸克星才是正確的夸克星模型。

不均衡導致的結果之一如下：

4n → 4u + 8d

3u(1) + 3d → 3u(2) + 3s

3u + 3d + 3s → 3Λ⁰

Λ⁰ + Λ⁰ → H⁰

最後形成：Neutrium → H⁰ + Λ⁰ + n，實際上這是最有可能發生的狀況之一，中子星演化成孤子星的可能性也是存在的，中子星物理學當中稱此為「混和氣態中子星」。

這導致「血統純正的奇異夸克星」實際上實驗天體物理學家是不可能相信它可以真實存在，該反應的系統複雜度大幅度增加，星體穩定度的計算難以評估，理論天體物理學家因為推導上的便利性，閱讀者喜歡看優雅的物理公式，完全一廂情願地相信有可能發生，並且盡量避免討論「血統不純正的奇異夸克星」，而傾向於讓推導方程看似完美無暇，而實驗天體物理學家堅持不可能，推導的物態方程繁複而難懂，模式繁多而難以理解，機理錯綜複雜，關連的反應式參數超過上千個，連專業的專家同行都不見得看的懂，處處顧忌、處處疑問、處處懷疑，而理論物理學家通常喜歡只使用低於二十個關連的反應式參數，經常將實驗上生成率低於10^-8的參數設定為100%，讓學術論文容易在具權威性期刊上發表，引來實驗天體物理學家的猛烈抨擊，實驗天體物理學家的論文通常極度難懂而篇幅極長，審稿者沒有能力斷定正確性，因而在權威性期刊不常出現，這導致兩方意見完全相左，爭吵長年不斷，也就使得夸克星的真實存在性再添一筆可長期爭吵的項目。^[7]

目前並未發現禁止雙重子態成立的物理機制

雖然一直有物理學家懷疑存在不明因素禁止雙重子態發生，導致無法發現H⁰粒子（不可能發現一個不會存在的粒子），目前並未發現禁止雙重子態成立的物理機制，但是卻也一直無法成功製造出任何的雙重子態，目前在高能物理上，依然還是個懸案。

高能物理學家一直保持樂觀認為雙重子態成立，並且持續搜尋多夸克態粒子的存在，主要除了理論允許以外，未發現任何物理機制禁止雙重子態成立也是一個重要因素。

中子星演化原則上支持奇異物質假說成立

中子星演化的五種可能性，理論原則上都支持奇異物質假說成立。

中子星→夸克星

中子星→重力真空星

中子星→先子球 （假設先子理論成立）

中子星→模糊球

中子星→黑洞

中子星→先子星→黑洞

上述五種中子星的可能演化途徑均支持奇異物質假說成立。

中子星如果可以演化成夸克星，則奇異物質假說必定成立。中子星如果可以演化成重力真空星，則真空極化的現象的出現，密度的條件要求，亦需要奇異物質假說必定成立。中子星演化成先子星所需要的密度，除了奇異物質理論及非拓樸性孤子理論以外，目前沒有任何其他的可行理論選擇。中子星演化成模糊球，及中子星演化成黑洞，或是先透過演化成先子星再演變成黑洞，其中所需要的真空極化產生空間壁，進而導致引力坍縮，都需要透過先產生奇異物質所擁有的密度來建立所需要的場。

具有可見的科學及經濟上的高度價值

對中子星機理更加深入地研究，對夸克星機制的了解有很大的幫助，許多在夸克星研究上遭遇重大阻礙的學者，多數再度轉回中子星做更深入的多夸克態機制研究，這樣的研究路徑對現行物理層次有極大的提升，目前也吸引了許多優秀科學家投入，而H⁰粒子本身理論上也在材料科學及高效能引擎上具有巨大潛力。

六夸克態總計有大約三百萬種（2,985,984）可能的粒子束縛態，去除掉組合狀態，依然有高達數十萬種可能的雙重子束縛態，對新物質材料及新科技而言是個接近無盡的可發揮空間，實驗設計延伸的應用技術，在經濟潛力上可能遠勝於對希格氏玻色子的投入，而材料本身則在經濟上高度可能具有重大價值，也是當前各國為何投入研究多夸克態物理的重要原因之一，研究深度是各國在科學及技術上的重要指標，是一個可以看得到未來的重要研究課題，也是目前許多國家支持的重點研究方向。

H雙重子實驗直接影響夸克星理論是否成立

H雙重子（H dibaryon）除了對多夸克態物理十分重要以外，實驗數據也直接影響各種夸克星理論是否成立，這包含物態方程會直接影響夸克星半徑上限的計算，各種效應在哪個能階出現等等。

H雙重子及六夸克態的實驗只要有實驗設計能力就可以進行，許多小型實驗室都可以獨立進行實驗，大部分并沒有危險性，目前的實驗數據都表明六夸克態高度可能成立。

奇異物質實驗，除了有高危險性以外，目前則所有大型實驗室都不具備條件進行實驗，實驗的困難性，包含了製造、儲存并聚集雙重子，製造高密度環境產生奇異性，分離帶電負電荷奇異物質，隔離並且將之拋離地球的設備，這些條件都遠遠脫離現行技術能力之外，短期內進行這樣的實驗，可能性很低。理論物理學界可能要長期忍耐奇異物質物性實驗報告數據缺乏下，對相關理論進行猜測并推論，並且忍受實驗數據缺乏下的所造成的見解爭議。

現行對夸克星及奇異物質的所有說法，在H雙重子實驗數據出現之前，可信度必須保持一定程度的懷疑，如果成功尋獲後，實驗數據會導致幾乎所有的相關理論都必須依照數據進行修正。因此，對目前所有相關研究宣稱，均可採取質疑或不相信態度。

形成機制

前身星

假定這項奇異物質物質的理論是正確的，那麼夸克星的生成來源就可以直接由恆星二次星爆生成或是由中子星演化而成。具備這種條件的星體，基本上以能夠發展成沃爾夫-拉葉星為主，某些特定條件下，赫羅圖上其他種類的星體也能發展成為夸克星，并不一定需要經歷中子星的過程。是否形成夸克星的決定關鍵，在於星爆時的恆星動力學條件，巨質量的恆星亦可能形成夸克星。

由中子星發展成夸克星

由中子星活動對內核所造成的瞬間壓力增大，例如伽瑪射線爆或星震，使得內核部位開始產生奇異物質，並且中心密度開始增大，活動時間到達一定臨界時，使得內核到達再度坍縮的臨界，此時中子星會開始發生坍縮的活動。

由沃爾夫-拉葉星發展成夸克星

沃爾夫-拉葉星是一種快速演化、壽命很短的大質量恆星，質量都超過太陽質量的20倍，會因為星爆而產生超新星或極超新星爆發，爆發的結果會完全粉碎、形成引力緻密星或是星雲。

由高光度藍變星直接發展成夸克星

夸克星也有可能從巨質量高光度藍變星發生連續超新星爆炸時，由於中子星核形成時，超過臨界點，但沒有形成黑洞，而在形成中子星的瞬間，數十分鐘內，再次發展成更大的極超新星爆發，從而直接從恆星演化成夸克星。高光度藍變星亦可能爆發力量太強，形成完全毀滅的狀況，甚至連黑洞都沒有留下，只留下星雲。

由紅超巨星直接發展成夸克星

 

SN 1987A超新星的兩次星爆遺跡，外圍珠鏈環的能量明顯低於主環的亮度，珠鏈環可能於形成中子星時向兩側拋出恆星外圍物質產生，主環可能是形成夸克星時拋出中子星外圍高能物質所產生，但是中心並沒有發現任何理論預測應該出現的星體。

質量稍低的紅超巨星會變成II型超新星，而質量稍大的紅超巨星則會變成沃爾夫-拉葉星，兩者均有機會再發展成夸克星。

II型超新星爆發展成夸克星

核塌縮超新星的質量，質量至少是太陽質量的9倍，SN 1987A正是II型超新星，因此它在1989-1990年間，曾經以高速旋轉中子星被誤認為正式的夸克星（Kristian等人），並在「自然」雜誌上面發表，後來發表該論文的同一組科學家承認錯誤，並不存在高速旋轉中子星，並將之修正為未知星體（1991年提出修正，撤回原有宣稱，該訊號是儀器的寄生信號，但發生錯誤的兩年當中卻意外地大幅度推動夸克星的研究成果，一個美麗的錯誤），這一錯誤幾乎延續兩年被認為是正確的。亞洲方面，因誤傳認為是2009年由亞洲學者所首先提出，實際上該名學者已經於隔年自行提出修正，相同的錯誤在二十年前就發生過，而在2000年，Kristian等人再次提出SN 1987A高速旋轉中子星的候選訊號（2.14毫秒），也就是說SN 1987A是夸克星並非不可能，只是技術能力還不足而已。SN 1987A在1989年就曾經發生過天文學家咖啡喝太多興奮過度所導致的集體失眠誤判，而該星體的集體失誤，由於天體物理學家的期待與幻想，並不是只有被誤認為夸克星一項。

由藍超巨星直接發展成夸克星

藍超巨星一般質量是10-50個太陽，表面温度為20,000－50,000°C。SN 1987A的前身星是一顆藍超巨星，當SN 1987A爆發時，傳統上認為只有紅超巨星才會發生超新星爆發的觀點改變，其後修正了許多的恆星模型來說明SN 1987A的現象。由於，沒有發現預期的星體，目前普遍認為它發展成為夸克星或黑洞，一般認為前者的可能性比較高，不過也並未排除形成孤子星的可能性。假設它發展成夸克星，則其發生機制應該是發生了連續兩次的超新星爆發，第一次坍縮時，形成近似中子星的天體，假設奇異物質假說是正確的，由於形成超過臨界點的巨型奇異物質球類物體，在產生第一次坍縮的瞬間，不斷吸收夸克，在巨型奇異夸克周圍則吸引了奇異物質團，當巨型奇異夸克到達引力發生二度坍縮的臨界，發生奇異物質團的拋出星爆。

物理機制

夸克星並非巨無霸版本的中子，事實上它比較像是一顆巨碩的強子，傳統理論基本上同步受「量子色動力學」及「引力」的作用，也就是「量子重力理論」，然而目前物理學的進展，並未實際有能力探索到這個等級的物理，量子重力效應是否真實存在依然是個物理學上的疑問，因此所有關於夸克星的說法可信度極有爭議性。是否為巨無霸粒子天體，也是個還有爭議的主要課題。

參考系拖拽效應圈

 

蘭斯-蒂林效應圈

蘭斯-蒂林效應圈（Ergosphere，又稱Frame Dragging或是Lense Thirring Effect），轉動狀態的質量會對其周圍的時空產生拖拽的現象，這種現象被稱作參考系拖拽，延展的理論為「引力磁性」。

夸克星是致密天體，而極超新星爆發後，殘餘的角動量，將使得夸克星是一個轉動的致密天體，一般而言是高速旋轉。夸克星如果形成，周圍必然會形成蘭斯-蒂林效應圈，也就是南北極與赤道在時空效應上有所不同，由於夸克星密度高於中子星，這會產生一些奇妙的效應來讓我們有機會斷定其實實在在是一顆夸克星的特徵。要斷定中子星、夸克星及黑洞的分別，正常的夸克星多數是高速旋轉的，檢定蘭斯-蒂林效應圈是一個重要的手段，這三者的參考系拖拽效應有一定程度的區別。

觀測者可以利用光圈效應及蘭斯-蒂林效應圈，觀測進入或脫離夸克星的光子的運動，透過間接的手段，例如粒子含量的分佈及潘洛斯過程（旋轉黑洞的能量拉出過程，這個效應在夸克星當中是適用的），來間接了解其重力的分佈，透過重力的分佈重新建立出其蘭斯-蒂林效應圈，夸克星的轉動速度透過其他方法可以取得，透過這種方法，可以區分出該星體到底應該是中子星、夸克星或黑洞。只有雙星以上的系統才能夠進行這樣的觀測^{[8][9][10][11]}。

袋模型的推論

MIT袋模型是目前用以推導夸克星的最主要基礎流行理論。無袋模型修正下，夸克星的模型顯示出與觀測數據差距甚大，模型與觀測的吻合程度並不一致。

對夸克星有效的分析方法目前除去「袋模型」，還有半古典修正。

星體半徑的計算

 

理查德·托爾曼（Richard Chace Tolman）提出托爾曼－奧本海默－沃爾科夫方程式

 

羅伯特·奧本海默提出托爾曼－奧本海默－沃爾科夫方程式

透過托爾曼－奧本海默－沃爾科夫方程式（Tolman-Oppenheimer-Volkoff limit）來計算，中子星的半徑與質量的關係是三次方成反比，考慮以上夸克及下夸克為主的中子所造成的各類反應作用力所造成的結果。夸克星則相反，半徑與質量的關係是三次方成正比，考慮以上夸克、下夸克及奇夸克的超核系統為主所造成的各類反應及相關作用力的結果，這個推論並未考慮量子引力效應，因此只能被視為是理論推導的結果，目前還無法透過觀測來驗證。

這個推論目前已經開始發生爭議，特別是狀態方程的適用性問題，幾種新的說法開始出現，包含夸克星的半徑上限比中子星半徑上限大，不過都沒有實驗與觀測數據來證明，可信度都不高，特別是奇異物質物性根本并沒有任何檢驗報告，也就導致說法大都屬於理論猜測。

夸克星的直徑估算上限是10,000公尺以內，一般應當是大約4,000－7,000公尺，加上大氣的因素，觀測上大約小於15,000公尺的中子星就可以考慮是否其為夸克星候選星。考慮到大小及距離，實驗與觀測數據難以取得。

2013年1月，使用μ-氫原子對質子大小測定的實驗，導致2013年以前推導的夸克星模型物態方程必須全部重新計算，上述數值係由舊理論所推導而得，正確性是必須懷疑的。由於質子大小對量子電動力學的修正尚未完成，理論物理學界還無法找到正確的推導，新的夸克星半徑估算亦未被提出。

希格斯玻色子對夸克星的穩定性效應

希格斯玻色子的出現對於夸克星的穩定結構有重要的影響。

H雙重子的能階大約在2.220GeV到2.250GeV左右，而希格斯玻色子的能階大約在125.3GeV到126GeV左右。當H雙重子邁向更低能階的奇異物質團演化時，更多的能量被釋放出來，夸克星內部某些密度更高的臨界區域則能持續到達125.3GeV的穩定能量流釋放（126 / 2.25 = 56.0，量級僅相差二，既意味發生機率極高，簡單的估計方式，夸克星內部至少有1.785%的區域能階持續處於126GeV左右或以上，忽略希格斯玻色子量子效應的夸克星模型不可能是正確的夸克星模型），當這種情形發生的時候，大批的希格斯玻色子則被撞擊而成為粒子型態，這造成至少三種主要量子效應。

第一個量子效應是由於能量因為希格斯玻色子的出現而被吸收掉，使得夸克星不會因為區域能量流過高而立即被瓦解掉，因此可以預期夸克星的壽命比原有推算的模型更長，而能量流被吸收時，則應當會釋放伽瑪射線爆。

第二個量子效應是由於希格斯玻色子的出現，原有的奇異物質團的結構造成破壞，原有的理論是整個夸克星都是奇異物質團，但是由於希格斯玻色子的出現，這個論點目前則不成立，可能性較高的是夸克星是一團一團的奇異物質團所組成的，而非單一奇異物質團所組成，此即為奇異物質團穩定性的破壞。以此效應而言，基本上可以否決夸克星是個巨型粒子天體的說法，同時也可以否決掉夸克星密度均勻說。

第三個量子效應是由於希格斯玻色子的出現，相關的連鎖反應導致真空極化效應的出現，奇異物質團並非如同原有理論所稱的具備極長久的穩定性，一部分連鎖反應當可成為夸克輕子的轉換來源，解釋了夸克星當中的弱作用力輕子生成源，而虛粒子對的出現使得夸克星某些局部可以進入比奇異物質更高密度的物質狀態，因此邁向更高的星體密度，向下一步更高密度星體演化的理論可以得到完善的解釋，亦即比夸克星更高密度的星體應當是理論上可以存在的。

希格斯玻色子應當也是夸克星星震的主要貢獻來源之一。

弦理論的推論

弦理論是另外一個極為有效的推論方法，但是由於弦理論的預測至今為止沒有任何一項被驗證，因此學界普遍不採信。這包含使用快子場論、量子虫洞、弦場論（Torsion Field Theory a.k.a. Einstein–Cartan–Sciama–Kibble theory）及引力磁性進行分析的學派，學界一概不採信，因為物理學是以實驗為基礎的科學，而這些理論並不符合必備條件，只能被視為非主流詮釋，可信度還有很高的爭議。

廣義相對論導致大批矛盾

廣義相對論在夸克星模型上導致大批矛盾及錯誤，學界目前都採用半古典修正來避開問題，在夸克星模型研究方面，假定廣義相對論是一個錯誤的理論已經是完全必要，特別是勞倫茲變換在高能階區域的處理方式，產生了無數的爭議，研究夸克星模型必須尋求廣義相對論替代方案來解決矛盾問題，目前最有希望解決矛盾問題的理論是霍拉瓦重力（英语：Hořava–Lifshitz gravity）。

理論不完備，涉及未知的物理

夸克星相關理論發展並不完備，涉及未知的物理，實驗目前無法驗證理論，需要使用尚未驗證的理論進行推導，「夸克星」性質依然有待更多研究探討其機制，並且逐步以實驗驗證每項物理反應機制的真實性來確認其真實可能存在性。

依循漸進的物理驗證法，首先必須由高能物理證實H雙重子的真實存在性，其後還必須驗證奇異物質的奇異性真實存在性，此二者直接關係夸克星理論是否確立無誤，這兩項環節目前都還屬於當前高能物理當中的重大未解課題，目前的實驗都還不支持其真實性。此外，還必須透過實驗觀測多夸克物質的相變問題，多夸克物理當中，除去「奇異態」以外，至少還存在「孤子態」，兩種狀態理論上而言會發生相變，此外還有多夸克物質形成複合玻色子所產生的量子統計規律問題，缺失環節大約有三十多項以上尚未驗證的重要物理預測，技術力與財務限制短期內還無法實現這些實驗，多項變因從而影響夸克星的物態方程，進而全面修正過往發展出來的夸克星理論。

因此，夸克星是否存在需要這些實驗確認以後，才能透過觀測來逐步推敲及驗證，討論夸克星是否真實存在，這些實驗完成驗證之前，言之尚早。

目前夸克星機制當中，為方便建立模型而忽略太多重要的細節，大量物理環節都僅僅停留在猜想階段，實驗目前不能驗證其真實性，存在太多變因使過往發展的夸克星模型必須進行修正，此為主要由實驗物理學家所持有保守懷疑態度的堅強反對理據。

夸克物質形成機制理論

十重態群以下、四夸克以上狀態的粒子

實驗室當中發現的十重態群以下、四夸克以上狀態的粒子：

• Jaffe 1977，建議四夸克狀態的粒子存在，其奇異狀態為（qsqs）。
• Jaffe 1977，建議H dibaryon，六夸克狀態有相同數量的上夸克、下夸克、奇夸克（表達為uuddss或udsuds）。
• 重夸克束縛多夸克系統（QQqq）。
• 1987年，具有反魅夸克的五夸克狀態首次被提出（qqqsc）。
• 具有反奇夸克及四個由上下夸克的輕夸克所組成的五夸克狀態（qqqqs）。
• 輕五夸克群凝聚成十重態群（十個夸克一群,antidecuplet），最輕的候選者為，Ө⁺，LEPS日本春天八號於2003年發現。
  • 由Jaffe及Wilczek（QCD）所提出的雙夸克模型亦可解釋這個現象。
• Ө⁺⁺及反粒子Ө⁻⁻。
• 雙奇五夸克態
  Φ−−
  （ssddu），十重態群的一員。
• 2003年，X(3872)四夸克態由日本Belle Collaboration發現。
• 2004年，帶反魅夸克的五夸克態Ө0
  c(3100)，(uuddc)H1 collaboration偵測到。
• 2004年，D_SJ(2632)四夸克態候選由費米實驗室SELEX發現。
• 2007年，Z⁺(4430)四夸克態由日本KEK的Belle實驗室公布發現，其最简单的夸克结构是四夸克ccud。
• 2007年，Y(4660)四夸克態由日本Belle Collaboration發現。
• 2009年，Y(4140)四夸克態候選由費米實驗室發現。
• 2010年，兩名來自DESY的科學家及一名來自Quaid-i-Azam University（乌尔都语：جامعہ قائداعظم‬‎‎）的科學家重新分析先前有關於ϒ（5S）介子的資料，發現了一個穩定的四夸克共振態。
• 2012年，日本Belle實驗室发现2个带电荷的介子态，Z+
  b(10610)和Z+
  b(10650)，这两个介子最简单的夸克结构是四夸克bbud。
• 2013年3月，Z_c(3900)四夸克態由中国北京正负电子对撞机上的BESIII合作组公布發現，一周后日本Belle實驗室發現了称为Z(3895)的同一种粒子。美国的研究人员采用美国康奈尔大学CLEO-c实验保存的数据证实了。2013年底，伴随粒子Z_c(4020)與Z_c(4025)四夸克態由BESIII公布發現。这种介子态的四夸克结构是ccud。
• 2014年初，Z(4430)四夸克態由LHCb成功確認。
• 2014年，德国于利希研究中心发现可能的双重子态d*(2380)。
• 2015年，五夸克态P+
  c(4380)與P+
  c(4450)由LHCb发现。

六夸克態（雙重子）、七夸克態與十重態群至今為止，實驗觀測的置信度都低於6σ，學界依然在爭議當中，目前發現的潛在多夸克態候選粒子，大部分都被排除，絕大多數都只是混雜態，目前還沒有決定性的證據出現，而SU(4)四夸克態依然有待完善化。

多於十重態群的物理機制解釋目前並不存在

多於十夸克的物理機制，至2014年一月為止，並未有任何實際的驗證研究報告提出。夸克星遠遠超過十個夸克，此外尚不論及引力因素，目前所提出的夸克星模型，均多於十個夸克，對於超過十個夸克的物理機制沒有任何說明，並未考量現在的物理事實。

實驗室目前無法找到夸克星的基本成分H雙重子

實驗室中尚無法製造出上下夸克轉變成奇夸克的多夸克奇異物質，最小號的奇異物質是六夸克雙重子（H-dibaryon,uuddss），俗稱H雙重子，Jaffe的原始推論認為其能階為81MeV。然而包含RHIC與LHC等粒子加速器在內實驗二十多年，投注最少上千名物理學博士，沒有任何一個實驗室在各種能階上面報告它們成功找到六夸克H雙重子，能量到2.41GeV也沒有找到，RHIC則在幾乎所有的Low Bound能階都無法找到H雙重子存在的證據，H雙重子事實上是粒子物理的熱門粒子。如果找到H雙重子，而其性質正如奇異物質假說的一樣，夸克星的假說才有成立的可能性。

尚無法驗證的理論物理預測

帶負電荷奇異物質

夸克星產生的帶負電荷奇異物質能與正常粒子發生作用。

一般而言，奇異物質（Strangelet）都是帶正電荷的，但是在高能撞擊下，卻能形成帶負電荷奇異物質。夸克星的形成機制，卻正好是高能撞擊，因此，如果奇異物質理論正確，帶負電荷奇異物質在極超新星爆發下，並非是個罕見物質。

帶負電荷奇異物質與正常粒子發生作用是一個極危險的反應，並且將正常原子轉化成奇異物質。如果這個反應不幸的是個連鎖反應（按照地球尚未被毀滅的狀況來推論，應該不會是連鎖反應，但是并沒有實際的實驗數據說明它的性質），那麼極超新星爆發的粒子與地球撞擊，將是一個極度可怕的災難。

至今為止，奇異物質理論都還只是一個假說，許多的爭辯還在進行當中。例如，於所有的射線搜尋當中，都沒有找到奇異物質存在的痕跡。NASA的月球土壤當中，亦沒有奇異物質的痕跡被找到。而對中子星的思維推論，如果奇異物質會轉化一般物質，那麼中子星最後應該連表面都被轉化到奇異物質，但是，實際從光譜上面的觀測，都是正常的核所發射出的光譜線。

色禁閉突破問題

 

地球上進行的色禁閉突破實驗，引力場明顯與夸克星上的引力場有巨大差距，色禁閉突破的能階是否相同，完全是個疑問，引力參數差距影響實驗數據是否可以適用或是必須進行理論修正，目前完全沒有技術能力進行驗證。

色禁閉突破與強引力同步作用的物理機制目前尚不清楚。

夸克星是透過色禁閉突破（Deconfinement）形成的，形成之時，強引力便已經存在。有研究表明，色禁閉突破在強引力條件下，並非必然成立，強引力的條件下，夸克有可能發生相變，從而使得奇異物質假說在強引力的條件下無法形成，然而這樣的研究超出現有的實際物理能力。

此外，帶色夸克（dressed quark）是否會出現，也會影響夸克星的外部觀測性質。

地球上無法製造這種實驗環境，從而無法檢驗色禁閉突破與重力同步作用下，物理效應確切是什麼，理論亦未曾探討過。^[12][13][14]

孤子波震盪關係

Witten奇異物質的奇異態與李政道所提出的束缚孤子態之間可能發生的相變，極有可能在夸克星當中發生，然而它會在星體內發生什麼樣的具體效應，對於星體機制有何影響，對於星體穩定機制的貢獻如何，至今為止並沒有系統化完整的研究。

小出義夫輕子質量公式問題

在強引力作用下，小出義夫輕子質量公式（英语：Koide formula）（Yoshio Koide formula）是否還依然成立，這是一個關係到夸克星能源及質量生成機制的重要疑問，目前沒有任何手段來檢驗。

小出義夫輕子質量公式：

${\displaystyle Q={\frac {m_{e}+m_{\mu }+m_{\tau }}{({\sqrt {m_{e}}}+{\sqrt {m_{\mu }}}+{\sqrt {m_{\tau }}})^{2}}}\approx {\frac {2}{3}}}$ ,

¹⁄₃ < Q < 1是極為明顯的。

電子、μ子及τ子的實驗測量值分別為m_e = 6999510998910000000♠0.510998910(13) MeV/c², m_μ = 7002105658367000000♠105.658367(4) MeV/c²,及m_τ = 7003177684000000000♠1776.84(17) MeV/c²，因而得出${\displaystyle Q=0.666659\approx {\frac {2}{3}}}$ 。

小出義夫輕子質量公式是物理學當中尚未有答案的神祕質量生成機制問題，目前夸克星的研究幾乎都專注於「非輕子過程」，對於輕子的交互作用盡力的避開而不討論，使得夸克星模型產生明顯的空缺地帶。

大氣消滅速度

夸克星大氣消滅速度問題，假設夸克星大氣也是由奇異物質（H雙重子）所組成的，就現行對多夸克態物理的了解，猜測稀薄的H雙重子存在的壽命很短，如果夸克星大氣是H雙重子，那麼夸克星大氣消滅速度能夠讓夸克星維持多久的星體穩定。

由大氣消滅速度問題所產生，學者提出了「裸奇異星」，也就是夸克星外圍殼層因為H雙重子大氣的快速衰變，因而使得內核奇異物質完全裸露出來的夸克星。

星體穩定機制

夸克星的星體穩定機制解釋，目前實際並不存在，是一個主要具有高度爭議性的課題。

夸克星的正確星體結構圖目前無人能夠提出不產生自相矛盾的理論，這包含了「密度均勻說」及「弱電星結構說」，兩者均在提出後有論文再證明其不可能實際穩定，提出者及證偽者都具有高度的專業水平，最頂級的專家同行沒有長期仔細檢驗亦無法看出破綻。

目前科普文章介紹的夸克星圖鑑及結構均不是正確的星體穩定結構，目前並沒有人成功提出合格的夸克星穩定結構。

「密度均勻說」是理想實驗室下的條件，假定了物質完全不發生衰變的條件下才會發生，它將實際上大約1.7%衰變的生成率設定為0%，在物理上1.7%衰變生成率是非常高的數值，這意味夸克星內核經常性會發生粒子衰變，導致密度均勻性的破壞，因此「密度均勻說」是一個看似合理卻完全錯誤的夸克星說法。會有這種說法的出現，基本上來源自科普文章作者並不讀專業論文或是無法讀懂專業論文，刻意或根本無知地將邊界條件設定去除或忽略，而這些邊界條件是絕對重要而不可去除的，科普文章作者選擇性地將容易吸引讀者目光的內容加入，卻不提及其發生可能性高度接近於零，因而導致將錯誤的說法到處傳播的問題。

宣稱星體可以穩定者多數從某一個角度推算而得到結論（例如只從量子力學或只從引力出發），然而由另一個角度或多個角度進行推算的時候，就會發生該模型的隱藏性陷阱。因此，全面而完整的星體穩定機制，目前並不存在，這包含了單純使用體黏滯性抵抗強引力作為主要論證的星體穩定機制，該機制由其他角度推算時有理論陷阱使之實際不成立（黏滯性破壞的衰變機制）。

不過，高度體黏滯性依然是夸克星的最重要特性之一。

或者，夸克星本身在宇宙中，就不可能長期穩定存在，至少在SN 1987A的觀測上，可以體驗到這個現實觀測問題。

目前提出的夸克星模型，均沒有辦法妥善解釋內部結構所造成的能量流向可以導致夸克星星體於太空中維持完整性的機制，各類計算機模型均導致星體結構瓦解的預測。這是由於對量子重力效應尚未有任何可行研究成果，對於所發生的效應無法進行正確預測所導致，過去的模型大多使用半古典力學修正建立，發生了一系列模型無法自圓其說的困難。

證明完整的夸克星星體穩定機制及演化過程是一項難度非常高的理論與實驗的工作，牽涉太多無法取得實驗數據的環節，許多這個領域的頂級專業學者嘗試十餘年均以失敗告終。

重子污染困難

大部分的夸克星能量模型使用火球模型進行理論分析時，會發生伽瑪射線爆（GRB, Gamma Ray Burst）因重子過多而無法膨脹達到極端相對論的要求，這就是「重子污染」困難，「重子污染」使得夸克星的能量來源形成解釋上的困難。

伽瑪射線爆（GRB）不能含有高含量的「重子」，否則能量無法供應粒子進行高速運動而產生伽瑪射線爆，然而，「夸克星」卻是富含「重子」的星體，中子星與夸克星是幾乎完全由「重子」所構成的星體，如何解釋幾乎完全由「重子」所組成的星體卻會發出重子低含量的伽瑪射線爆，成了星體能源模型理論上的超級困難。中子星因為星體中還可以含有相當數量的輕子，因此解釋上困難度不大。夸克星因為在坍縮時期所造成的輕子含量大幅度降低，解釋夸克星的重子含量比例則成了能量上的超級難題。

「重子污染」主要是因為理論不完備而在理論模型上發生解釋上的困難，並非真正會發生「污染重子現象」。

「重子污染困難」導致學界在對待「高速旋轉中子星」是否為夸克星的認定上，形成了長久的極大保留態度。許多解決方案被提出，例如「奇異星相變」理論。

奇異物質的體粘滞性質

由於十重態群以上的奇異物質沒有任何的物理性驗證報告，奇異物質的體粘滞性質雖然推論完整，適用於弱磁場下，但是僅為理論，在夸克膠子影響重力效應的實驗檢驗後（引力係由夸克膠子之間的活動產生的理論，此一模型如果成立，奇異物質的體粘滞性質將可能發生理論困難），需要視狀況進行修正。

奇異物質的體粘滞性比普通核物質高上許多個量級（10⁵），是高密度奇異物質最重要的動力學特徵之一。體粘滞性越強，剛性越大，天體越可以高速旋轉，有研究認為高度的體粘滞性，是夸克星可以達到克普勒極限用以依賴高速旋轉抵抗強引力，而維持星體完整的重要原因之一。

中子星的理論旋轉速度只能達10ms，而夸克星的最低旋轉週期則為3ms，據此計算，有些天體物理學家認為，超過300Hz高速旋轉中子星，實際都應該是夸克星，加上夸克星與中子星的表層大氣物理現象非常接近，使得夸克星與中子星難以分辨，如此而言，夸克星的數量應當是比想像的更多。另外一種計算則認為中子星的極限旋轉速度能達2ms，而夸克星的最低旋轉週期可達為1.65ms，因此高速旋轉中子星必須要超過500Hz才能夠被懷疑為夸克星。

夸克星能夠達到高速旋轉主要是由體黏滯性所貢獻。奇異物質的體粘滞性是奇異星性質的關鍵性里程碑級重要研究成果，對其物態方程有絕對的影響，是一項使得關於所有夸克星的研究可以繼續進行的重要理論支柱。

真空極化問題

重力真空星當中的真空極化機制（quark vacuum polarization），是否會在夸克星內核當中觸發「中微子爆發」，伴隨「夸克星星震」，目前依然決定著夸克星結構機制上的一個重大疑問。夸克星結構至今為止，并未有定論，內核是否有真空極化所產生的空間壁，學術研究上還有疑義。

真空極化現象需要電磁場，這表示夸克星內部必須產生強磁與電場，電磁場來源的機制則必須有來源。

如果夸克星不存在真空極化現象，則演化成重力真空星、模糊球及黑洞的理論全部遭遇理論困難，必須尋求替代解釋方案。

如果夸克星存在真空極化現象，夸克星演化過程當中會產生重力真空星當中的空間壁，內部存在擬視界層，中心為空洞或是存在空間泡，則現有的夸克星模型幾乎全部都是錯誤的。

2013年三月中左右，CERN宣布的第二次確認希格斯玻色子125.3-126.0GeV能階，置信度約5.9σ，基本上確立「標準模型」原則上是完全正確的一個近代物理理論，夸克星核心透過「中微子爆發」釋放能量，能量的來源基本上來自於真空極化，虛粒子對的產生，導致「希格斯玻色子」及「時間量子」（chronon）生成的機率升高，並使得內核走向更低能階的真空基態，進而產生進一步坍縮的機制，核心開始轉變成空間壁維度緊化而邁向下一步坍縮機制，時間維度因「時間量子」產生被緊緻化，產生不存在時間的純三維空間壁，因此可推導得夸克星的下一個演化星體，原則上應該是「重力真空星」，這使得全部的物理機制得到相對較完善的解釋。這對「廣義相對論」推導的「經典黑洞理論」是一項重大打擊，「經典黑洞理論」長年在天體物理學界產生爭端，具有重大弊端及嚴重矛盾，許多天體物理學家處理「類黑洞星體」時，喜歡將之替換為中子星來近似處理，因為「廣義相對論」無法建立實際的物態方程，對於處理真正的物態機制是一項極嚴重的問題，此一物理流派持續認定會產生「奇點」及「事件視界」的物理理論就是一個錯誤的物理理論。據此，「廣義相對論」是一個錯誤的理論傾向加大，除非在標量不變的等價延展理論上有新的進展，能夠消解掉「奇點」及「事件視界」，並且證明不存在「量子奇點」（Quantum Singularity），否則輔以對「夸克星」、「重力真空星」及「模糊球」做進一步研究，「經典黑洞理論」被證明是錯誤理論的機率大幅度增高，進而反證得到「廣義相對論」是一個錯誤的物理理論。

使用「時間量子理論」（Caldirola-Montaldi Chronon Model）推導可得相對比較正確的結論，原始的Caldirola-Montaldi時間量子方程如下：

${\displaystyle \theta _{0}={\frac {1}{6\pi \epsilon _{0}}}{\frac {e^{2}}{m_{0}c^{3}}}\ }$ 

由於m₀會導致無限大的出現，此一原始方程實際不具備正確的物理含意，物理含意無法正確詮釋，修正為如下方程：

${\displaystyle \theta _{0}m_{0}={\frac {1}{6\pi \epsilon _{0}}}{\frac {e^{2}}{c^{3}}}\ }$ 

則得到「時間量子與質量的量子纏繞態」，含意即為時間與質量具備纏繞關係，使用「時間晶格」分析手段，質量越小，時間量子由於相對增大，這會導致量子力學的效應越明顯，而質量越大，時間量子由於逼近於零，使得我們的觀測技術下，物理效應逼近於傳統的「廣義相對論」。轉換到量子物理上的詮釋，即為希格斯玻色子與時間量子的量子纏繞態造成近似「廣義相對論」的幾何拓撲詮釋方式，這使得「量子引力理論」與「時間場力學」（一種假設時間本身也具有場及力的交互作用理論）的發展成為真實可能，不過這種詮釋方式則留下希格斯玻色子、時間量子及引力子如何完成這樣的量子纏繞程序的疑問。

2014年二月份的新研究顯示，給定上下界進行量子化以後，由於「量子退相干」效應，該方程直接使得「廣義相對論」在中子星與夸克星的適用性失效，必須改用霍拉瓦重力（英语：Hořava–Lifshitz gravity）推導，才能得到正確的推論結果。此理論若可得到證實，則是「廣義相對論」證偽的重要理論，主要的關鍵即為勞倫茲變換在高能階的處理方式導致重整化的經常性失敗，「廣義相對論」做了錯誤的假設，在凝聚態物理當中已經發現「廣義相對論」的失誤，在夸克星模型當中事實上也發現了「廣義相對論」的重大缺失，該理論也同時指出「經典黑洞」不太可能真實存在，這使得研究夸克星對未來物理學發展的意義越來越重大。有越來越多的跡象顯示「廣義相對論」在高能階處理方式上有誤，夸克星模型則是其中之一，對夸克星的精細量子效應的研究將成為新物理學的重要突破口。

如果第三方實驗數據確認發現希格斯玻色子，則夸克星的引力機制及質量生成機制，涉及使用「廣義相對論」的部份，必須全面修改，做更進一步深入研究，則可檢驗「廣義相對論」是否是一個錯誤的物理理論有很大的幫助。目前可替代「廣義相對論」的新理論則有霍拉瓦重力（英语：Hořava–Lifshitz gravity）及Scalar invariant系列的等價延展理論，霍拉瓦重力對勞倫茲變換在高能區域做了新的處理方式，等價延展理論則去除掉「廣義相對論」的一些不太恰當的假設，如果成功結合Unparticle理論，全系列的物理理論都會相對比較協調，消解掉「廣義相對論」所造成的長年爭議。以目前而言，採用「廣義相對論」對夸克星推導，都持續產生矛盾的推論結果，採用新的量子引力理論來推導夸克星機制，會有比較新觀點的正確推論結果出現。

這個議題在學術研究上還有很大爭議^[15][16]。

γ-模不稳定性

γ-模不穩定性及窗口在區分中子星和夸克星時，有相當大的幫助。γ-模的不穩定性會導致緻密星的旋轉速度改變。^[17]

星體物質的體黏滯性會直接影響星體的γ-模不穩定性，中子星和夸克星的γ-模不穩定性窗口在溫度上有極大的差異，是分辨中子星和夸克星的重要依據。^[18]

色超導與超固態

如果夸克星中存在色超導狀態（Color Superconductivity），則會對夸克星造成一系列的影響，包含了冷卻性質、轉動不穩定性、禁閉突破密度與磁場。適當條件下則會產生超固態。

引力輻射的抑制問題

CFS機制導致引力輻射的不穩定，結果會導致發生坍縮成黑洞、再度星爆、星震或伽瑪射線爆。

奇異物質低密度聲速物性行為完全相反

奇異物質於高密度及高速的狀態下，性質是穩定的。然而，理論推算則是認為奇異物質於低密度的聲速狀態下，物性行為完全相反。這個推論至今為止無法用實驗來驗證。

候選星

以目前來說，夸克星仍只是理論上的假設星體，尚未獲得證實，目前所觀測的潛在夸克星僅為臆測。至2011年一月為止，有七個天體被懷疑是夸克星，分別為RX J1856.5-3754、3C58、XTE J1739-285、SN 1987A、SN 2005gj、SN 2005ap及SN 2006gy。1998年左右，兩顆由華人天體物理學家所提出的高速旋轉中子星可能是夸克星，但是因為提不出數據驗證，其他組的天體物理學家給出不同的分析結果，因而未被列入候選星當中。如果將超過300Hz的高速旋轉中子星及超強磁中子星也列入夸克星候選星，則可能是夸克星的天體大約達三十餘顆，例如SAX J1808.4-3658（401Hz）及PSR B0943+10^[e]。

錢德拉X射線天文台在2002年4月10日觀測到的兩個星體RXJ1856和3C58被認為可能是夸克星。在這之前，這兩個星體一直被認為是中子星。

天文學家在2008年則新發現三顆可能的夸克星：SN 2005gj、SN 2005ap、SN 2006gy。其中SN 2005ap、SN 2006gy分別為有史以來最強大的超新星爆發，SN 2006gy亮度甚至超過周圍的整個銀河系星系核（NGC 1260）數倍，SN 2005ap亮度更是SN 2006gy的兩倍。目前最有希望實際觀測到夸克星性質的應該是這兩顆超新星。但是這三顆的爆發後的觀測時間較短，並沒有後續報告來強力支持其為夸克星，只能說明它們可能不是中子星。

RX J1856.5-3754

 

RX J1856.5-3754

根據已知的物理定律，如果它們確實是中子星，那麼距離太陽大約400光年的RX J1856.5-3754似乎過小，錢德拉X射線天文台報告顯示它的直徑僅有七公里。以此粗略地推論這兩個星體應該是由比中子星密度更高的物質所構成。另一則由Timothy M. Braje及Roger W. Romani等人提出的報告則認為RX J1856.5-3754的直徑應有二十七公里，依然是一顆中子星^[19][20][21]。

3C58

 

3C58

錢德拉X射線天文台ACIS S3所得數據顯示距離太陽10,000光年左右的3C58則是過冷^[22]，無法用標準理論解釋中子星形成機制。但是所使用的模型是QGP「夸克膠子電漿模型」，並非「夸克-膠子-引力機制」^[23]，RHIC及LHC報告hadronic gas、mixed phase、QGP三者有相當程度的不同，使用QGP解釋夸克星非常不適當，推測它是夸克星，也有很大的觀測困難，對其是否屬於夸克星並沒有很大幫助，只能說明它可能不是中子星，尚沒有辦法斷定它是哪一種星體。

XTE J1739-285

愛荷華大學教授認為距離39,000光年的XTE J1739-285可能是潛在的夸克星，它是一顆快速旋轉的星體（1,122Hz，高速旋轉中子星），並沒有詳盡的報告相關的數據，亦沒有磁場強度報告。多組天體物理學家的資料分析則給出不同的結果，目前普遍依然認為它是一顆中子星，學界對此星體看法較為保守。^{[24][25][26][27][28]}

SN 1987A

 

SN 1987A

2009年，由於長達二十多年沒有發現理論上預測的中子星，天文愛好者認為SN 1987A可能是潛在的夸克星，爆發總能量約為10⁴⁶焦耳，99%以中微子的形式釋出，SN 1987A由於找不到理論上預測應該存在的星體，除了留下周圍的迴光現象（light echoes），並沒有觀測到任何理論所預期的星體，目前無法解釋其整個超新星爆發的過程及發生機制^[29][30][31]。

質量遺失問題（SN 1987A mass loss process）二十多年來導致許多學術爭議，除非使用未經驗證的理論，例如中子星量子蟲洞機制，否則無法充分解釋SN 1987A現象，但是量子蟲洞機制本身卻存在理論不自洽的問題，實驗精度置信度都很低，不為學界共同承認，以夸克星做解釋也有理論盲點導致不自洽的問題，形成「先子球」的說法雖然可以解釋大部分現象，但是「先子」理論卻是個尚未證實的理論。SN 1987A目前為止依然是個科學懸念，至今為止，許多頗負盛名的天體物理學家進行的努力、全部理論解釋均告失敗，沒有關鍵性的觀測證據支持任何一個理論。

SN 2005gj

SN 2005gj離地球約為8億6400萬光年，由史隆尋天計畫於2005年9月29日所發現的，光度超過SN 1991T的三倍，能量遠超過正常超新星爆發。由於距離地球太遠，實際的觀測技術無法了解具體細節，僅能以理論推斷其爆發結果所產生的星體並非中子星或黑洞，唯一合理的「推論」是爆發結果產生了夸克星。

SN 2005ap

SN 2005ap是ROTSE-IIIb於2005年四月三日發現，距離地球大約47億光年，光度超過SN 2006gy大約兩倍，是目前發現的超新星爆發規模最大的一個，是正規II型超新星爆發的300倍左右。此等規模的超新星爆發，理論預測應該會產生夸克星，但是目前沒有能力去判定是否確實有星體處於爆發位置。

SN 2006gy

 

SN 2006gy

 

SN 2006gy距離地球兩億三千八百萬光年

SN 2006gy由Robert Quimby及P. Mondol於2006年9月18日所發現，距離地球兩億三千八百萬光年，它是當時記錄最大的超新星爆發，僅次於後來驗證發現的SN 2005ap。觀測的結果沒有發現任何黑洞特徵的跡象，推測產生了夸克星，目前的觀測能力沒有辦法驗證這項猜測。

沒有直接證據說明夸克星真實存在

由於相關研究存在多項理論環節缺失，許多的形成機制假設性過高，未驗證或無法驗證的環節數量甚多，疑義及爭議過多，多數天體物理學者則普遍認為這些觀察結果仍不足以採信，但均以樂觀的態度來審視這些新發現。

未來可能發展成夸克星的鄰近星體

「海山二」形成夸克星對地球的威脅

 

海山二，離地球約7500光年

目前離地球最接近，最有可能轉變成夸克星的星體是高光度藍變星「海山二」（船底座η），離地球約7500光年，質量一百五十倍太陽，星等為五等。由於質量相當的大，又是個多星系統，其星爆威力預計將會極強，爆發時不見得會形成黑洞，有可能形成星雲、黑洞、模糊球、重力真空星、中子星或夸克星。海山二的爆發威力相當於SN 2005ap等級，威脅極強，足以發生銀河系內的生物大滅絕。

 

手槍星及其星雲

由於對於「奇異物質」的物理性質了解甚少，學術上的爭辯依然在進行當中，尚不足以完成精確的計算，目前連LHC的能量等級均不足以製造並找到「奇異物質」，因此上述數據出入數字甚大，是否會發生上述所稱的災難，高能天體物理學界看法兩極化，目前僅知因為帶負電荷奇異物質能夠與正常的粒子發生作用，只要極少量的（少於十顆）帶負電荷奇異物質（Negatively Charged Strangelet）撞擊地球，就能給地球帶來四億五千萬年前奧陶紀與志留紀時期毀滅性的結果。天體物理學界對於「海山二」的興趣極高，花費極大量的資源、金錢及太空天文望遠鏡專門投注於海山二研究，2003年甚至曾經動用全球的望遠鏡來觀測海山二的X光蝕，可見其十分受天體物理學家的關注，投入的精力僅次於SN 1987A，就其對地球的潛在威脅而言，不難看出天體物理學家們心中的憂慮。

其他可能發展成夸克星的星體

其他具有威脅力的星體是：

• LBV 1806-20（30,000光年，約一百五十倍太陽）
• 半人馬座V766（12,000光年，HR 5171 A，黃特超巨星）
• 手槍星（25,000光年，約一百五十倍太陽）
• 大犬座VY（5000光年，約四十倍太陽）

均隨時可能引發超新星爆發。

中子星與夸克星的區分方式

由於體黏滯性差別甚遠，某些高速旋轉中子星被認為應該是夸克星。

質量與半徑的關係

以冷星處理，使用Tolman Oppenheimer Volkoff方程計算所得的中子星及夸克星半徑關係：

中子星的質量與半徑的關係是${\displaystyle M\propto {\frac {1}{R^{3}}}}$ 。

夸克星的質量與半徑的關係是${\displaystyle M\propto R^{3}}$ ，上限大約是10,000公尺。

中子星的半徑有下限，否則不可能形成中子星，有趣的是夸克星半徑有上限而並幾乎無下限，最小可以接近零，幾滴落魄的「奇異滴」在太空中遊盪，理論上也可被稱為「夸克星」。一種看法是這樣的現象非常可能發生，如此也補齊了宇宙間的暗物質來源解釋。

物態方程的改變會直接改變夸克星半徑的預測值，以目前H雙重子預期的穩定島處於H（2220）到H（2250）之間的數值估算，所有關於夸克星的宣稱均需要大幅度修改。

磁層輻射

據某些推論分析，「超強磁中子星」應該是夸克星，磁層輻射應當與典型中子星有磁場等級上的極大區分，然而，這些理論在輕子含量比例、電荷分離、真空極化、漂移子脉冲、熱輻射機制及非熱輻射機制等等解釋上均遭遇重大矛盾。因此，目前學界依然將超強磁中子星歸類在中子星裡面。

星爆特徵

中子星與夸克星的星爆與星震由於基本組成物質特性大不相同，伽瑪射線爆所造成的現象有所區分。

時空場差異

由於中子星與夸克星的兩項主要差異「旋轉速度」及「質量半徑關係」所造成的物理現象，中子星與夸克星的時空場有所區別，係為極佳的區分方式。

表面物理

中子星表面一般有碳大氣層及電子殼層，夸克星的表面理論上應當是H雙重子與碳大氣層混和，有時則因為外圍物質全部拋出而成為夸克固態，變成裸奇異星，這兩者有一定程度上的區分。碳的來源是由前身星核融合燃燒後，轉變成的碳元素，恆星爆發的時候，一般富含碳元素，中子星與夸克星在爆發時期，已經形成強引力，碳元素來不及逃逸，因而被捕獲而形成碳大氣層。而夸克星則會由星核向外溢出H雙重子，因此可以產生中子星與夸克星不同之處。

結合參考系拖拽所造成的時空場差異，中子星與夸克星外圍物質的不同，可透過光譜及物質頻譜紅移進行區分，是極為有效的觀測區分手段。

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註釋

1. 奇異物質團的進一步坍縮過程
2. 見真空極化一節
3. Lambda重子，Λ粒子，quark state uds
4. 有些論文稱此為博德默-寺沢-維騰猜想，論文時間序列為阿諾德·博德默1971^[1]、東京大學核研的寺沢英純1979,維騰1984^[2]，愛德華·維騰整合總論並增補一整個系列的工作結果
5. 北京大學岳友岭、徐仁新2006年建議為低質量夸克星，距地球3000光年，轉速1.1秒，有非常獨特的磁場與X射線交替震盪，震盪週期大約數個小時，由於夸克星模型實際上一直存在理論正確性問題，雖然PSR B0943+10轉速相對低，一般在理由充分的條件下，學界接受這樣的夸克星候選體建議

參考

1. Collapsed Nuclei[1]
2. Cosmic separation of phases[2]
3. Strange matter[3]
4. Quark deconfinement in neutron star cores: The effects of spin-down astro-ph/0603743
5. . [2012-01-01]. （原始内容存档于2016-03-04）. 
6. From Boson Condensation to Quark Deconfinement: The Many Faces of Neutron Star Interiors. [2012-01-01]. （原始内容于2014-12-18）. 
7. (PDF). [2012-01-01]. （原始内容 (PDF)存档于2021-07-18）. 
8. 存档副本. [2011-01-14]. （原始内容于2009-02-01）. 
9. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002astro.ph..3421W
10. . [2011年1月14日]. （原始内容存档于2011年10月17日）. 
11. 存档副本. [2011-01-14]. （原始内容于2007-07-15）. 
12. Exotic Multi-quark States in the Deconfined Phase from Gravity Dual Models 0811.0243
13. Towards Quark Deconfinement in Neutron Stars via Spindown: Gravitational Waves or Magnetic Braking? 1107.1000
14. (PDF). [2012-01-01]. （原始内容 (PDF)存档于2022-01-30）. 
15. Quark star phenomenology
16. Superdense QCD Matter And Compact Stars
17. Andersson 1998; Friedman & Morsink 1998; Lindblom, Owen, & Morsink 1998; Kokkotas & Stergioulas 1999
18. A New Class of Unstable Modes of Rotating Relativistic Stars, Nils Andersson
19. RX J1856-3754:剛性狀態方程的證據
20. RX J185635-375: Candidate Quark Star （页面存档备份，存于互联网档案馆）, NASA Astronomy Picture of the Day, April 14, 2002
21. RX J1856-3754: Evidence for a Stiff Equation of State
22. (PDF). [2010-08-22]. （原始内容 (PDF)存档于2010-07-02）. 
23. 黑洞對偶性下的夸克膠子電漿模型
24. Does Sub-millisecond Pulsar XTE J1739-285 Contain a Low Magnetic Neutron Star or Quark Star ? 0708.3566
25. Integral points to the fastest spinning neutron star^{[失效連結]}
26. . [2011-09-03]. （原始内容存档于2009-03-08）. 
27. INTEGRAL Galactic bulge Monitoring: XTE J1739-285. [2011-09-03]. （原始内容于2016-03-04）. 
28. VLA Observations of XTE J1739-285. [2011-09-03]. （原始内容于2007-02-24）. 
29. A 2.14 ms Candidate Optical Pulsar in SN1987A (J. Middleditch, J. A. Kristian, W. E. Kunkel, et. al) astro-ph/0010044
30. OBSERVING SN 1987A WITH THE INTERNATIONAL ULTRAVIOLET
31. A Search for Optical Pulsations in SN 1987A

外部連結

• 中子星和夸克星組成圖（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• SN 1987A的迴光現象（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• Perhaps a Stable Dihyperon Subscription or purchase required
• Neutron Star/Quark Star Interior (image to print)（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• Quark star glimmers（页面存档备份，存于互联网档案馆）, Nature, April 11, 2002.
• Debate sparked on quark stars（页面存档备份，存于互联网档案馆）, CERN Courier 42, #5.
• , Paul Beck, Popular Science, June 2002.
• Is RX J185635-375 a Quark Star?, J. J. Drake et al., arXiv, astro-ph/0204159.
• Curious About Astronomy: What process would bring about a quark star?（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• Quarks or Quirky Neutron Stars?（页面存档备份，存于互联网档案馆）, Mark K. Anderson, Wired News, April 19, 2002.
• Strange Quark Stars（页面存档备份，存于互联网档案馆）, Ask an Astrophysicist, question submitted April 12, 2002.
• Seeing "Strange" Stars（页面存档备份，存于互联网档案馆）, physorg.com, February 8, 2006.
• Quark Stars Could Produce Biggest Bang（页面存档备份，存于互联网档案馆）, spacedaily.com, June 7, 2006.
• , Brian Niebergal, web page, University of Calgary.
• Strange Exotic States and Compact Stars^{[永久失效連結]}, Irina Sagert, Mirjam Wietoska, and Jurgen Schaffner-Bielich; arXiv, astro-ph/0608317.
• Quark Stars Involved in New Theory of Brightest Supernovae（页面存档备份，存于互联网档案馆） - The first-ever evidence of a neutron star collapsing into a quark star is announced, Space.com, 3 June 2008
• Quark Stars, Alternate View Column AV-114（页面存档备份，存于互联网档案馆）, John G. Cramer, Published in the November-2002 issue of Analog Science Fiction & Fact Magazine
• 反眛五夸克重子態物質發現的新證據, H1 Collaboration, Phys.Lett.B588:17,2004
• http://prl.aps.org/abstract/PRL/v106/i16/e162001
• http://iopscience.iop.org/0954-3899/28/7/323
• http://theorie.physik.uni-giessen.de/~hees/publ/cup.pdf（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0920563203015317
• http://www-panda.gsi.de/db/papersDB/pochodzalla_josef_proc_leap03.pdf
• http://psroc.phys.ntu.edu.tw/bimonth/download.php?d=1&cpid=128&did=6 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• 量子蟲洞與形標量場，上海天文台, 1991,2002年
• 超引力狀態N=1下的量子虫洞態? The Smithsonian/NASA Astrophysics Data System
• 時空虫洞與量子虫洞在平坦的Λ衰變下的宇宙學, 2006,阿塞拜疆大學 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• 量子虫洞及其動力學,Ewha Womans University,南韓
• Jordan-Brans-Dicke量子虫洞及Coleman機制
• Quark star on arxiv.org（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• Johan Hansson and Fredrik Sandin, Preon stars: a new class of cosmic compact objects. Phys. Lett. B 616, 1 (2005).
• Fredrik Sandin, Exotic Phases of Matter in Compact Stars（页面存档备份，存于互联网档案馆）. (May 8, 2005) PDF
• Johan Hansson, A hierarchy of cosmic compact objects - without black holes（页面存档备份，存于互联网档案馆）. Acta Phys.Polon. B38, 91 (2007). PDF
• Johan Hansson and Fredrik Sandin, The observational legacy of preon stars - probing new physics beyond the LHC.
• J. E. Horvath, Constraints on superdense preon stars and their formation scenarios. Astrophys. Space Sci. 307, 419 (2007).
• Fredrik Sandin, Exotic Phases of Matter in Compact Stars（页面存档备份，存于互联网档案馆）. (2007) PDF
• Article in NatureNews : Splitting the quark（页面存档备份，存于互联网档案馆）. (Nov. 2007)
• Jaffe, R. Perhaps a Stable Dihyperon. Physical Review Letters. 1977, 38 (5): 195–198. Bibcode:1977PhRvL..38..195J. doi:10.1103/PhysRevLett.38.195. 
• Neutron Star/Quark Star Interior (image to print)（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• Quark star glimmers（页面存档备份，存于互联网档案馆）, Nature, April 11, 2002.
• Debate sparked on quark stars（页面存档备份，存于互联网档案馆）, CERN Courier 42, #5.
• , Paul Beck, Popular Science, June 2002.
• Curious About Astronomy: What process would bring about a quark star?（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• RX J185635-375: Candidate Quark Star（页面存档备份，存于互联网档案馆）, Astronomy Picture of the Day, April 14, 2002.
• Quarks or Quirky Neutron Stars?（页面存档备份，存于互联网档案馆）, Mark K. Anderson, Wired News, April 19, 2002.
• Strange Quark Stars（页面存档备份，存于互联网档案馆）, Ask an Astrophysicist, question submitted April 12, 2002.
• Seeing "Strange" Stars（页面存档备份，存于互联网档案馆）, physorg.com, February 8, 2006.
• Quark Stars Could Produce Biggest Bang（页面存档备份，存于互联网档案馆）, spacedaily.com, June 7, 2006.
• , Brian Niebergal, web page, University of Calgary.
• Irina Sagert; Mirjam Wietoska; Jurgen Schaffner-Bielich. Strange Exotic States and Compact Stars. Journal of Physics G. 2006, 32 (12): S241–S249. Bibcode:2006JPhG...32S.241S. arXiv:astro-ph/0608317  . doi:10.1088/0954-3899/32/12/S30. 
• Quark Stars Involved in New Theory of Brightest Supernovae（页面存档备份，存于互联网档案馆） - The first-ever evidence of a neutron star collapsing into a quark star is announced, Space.com, 3 June 2008
• Quark Stars, Alternate View Column AV-114（页面存档备份，存于互联网档案馆）, John G. Cramer, Published in the November-2002 issue of Analog Science Fiction & Fact Magazine
• New Scientist issue 2643, "Could preon stars reveal a hidden reality?"（页面存档备份，存于互联网档案馆）, 6 February 2008
• New Scientist issue 2472, "Micro-stars may manage to avoid black-hole fate"（页面存档备份，存于互联网档案馆）, 6 November 2008