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我們都知道，恒星的晚年，也就是白矮星和中子星，它們雖然相較于處于“壯年”的恒星的溫度較低，但是密度高呀。像白矮星，每立方厘米大約有一噸的質量，而中子星那就更厲害了，每立方厘米大約有一億噸重。 那么由什么來支持著這些力呢，它總該有一個力跟它平衡吧？其實恒星到了晚年，內部結構會發生變化，進而形成電子簡并態。有人可能會問：這與力有啥關系？其實電子簡并態當中電子的相互運動會產生力，這個力就能跟白矮星的質量相平衡，維持住這顆白矮星不坍縮。 那么這個力有沒有一個極限呢？起初人們以為沒有。之后又一位叫錢德拉塞卡的科學家計算出，當白矮星的質量達到1.44個太陽質量時，這顆白矮星就會極其不穩定，這也就說明了白矮星內部電子簡并態無法支持了，因而1.44個太陽質量就被稱為錢德拉塞卡極限（其實現在科學家通過多種現象證明只需要接近1.44倍太陽質量電子簡并態就無法維持住了，不需要正好達到）。 那沒了電子簡并態白矮星是不是就會無限制地坍縮呢？其實不會。因為當一顆白矮星質量等于或超過1.44個太陽質量時，它將會變成一顆中子星，內部會有中子簡并態的存在，由中子運動產生力維持平衡。但這也是有一個界限的，就是3.2倍的太陽質量。也就是說，超過了這個極限，中子星就不穩定了。因為這是奧本海默發現的，因此被稱為奧本海默極限。 那么超過3.2倍的太陽質量，連中子簡并態也無法維持了將會怎樣呢？這顆中子星就會繼續坍縮，形成介于中子星與黑洞之間的其他類型的致密星，或者將直接坍縮到一個奇點，形成黑洞。 |
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