转：要形成太阳这样的黄矮星,原始星云质量必须大于太阳质量的1069倍.---- 质量小于1.44倍太阳质量（称为钱德拉塞卡极限）的巨星,在巨星阶段结束后能坍缩成稳定的白矮星.质量大于钱德拉塞卡极限小于太阳质量2-3倍的巨星,坍缩成中子星.质量大于太阳质量2-3倍的巨星,可能坍缩成黑洞.需要注意,这里的质量是坍缩之前的质量,主序星阶段质量要比它大.↓ http://baike.baidu.com/view/26173.htm 钱德拉塞卡极限指白矮星的最高质量,约为3 × 1030 公斤,是太阳质量的1.44倍.这个极限是由钱德拉塞卡计出的.星体产生的热会令其大气层向外移.当星体的能量用尽,其大气层便会受星体的引力影响而塌回星体表面.如果星体的质量少于钱德拉塞卡极限,这个塌回便受电子简并压力限制,因而得出一个稳定的白矮星.若它的质量高于钱德拉塞卡极限,它就会收缩,而变成中子星、黑洞或理论上的夸克星 ↓ http://www.wiki.cn/wiki/%E4%B8%AD%E5%AD%90%E6%98%9F 中子星 neutron star 主要由简并中子组成的致密星.1932年发现中子后不久,朗道就提出可能有由中子组成的致密星.1934年巴德和兹威基也分别提出了中子星的概念,而且指出中子星可能产生于超新星爆发.1939年奥本海默和沃尔科夫通过计算建立了第一个中子星的模型.1967年,英国射电天文学家休伊什和贝尔等发现了脉冲星.不久,就确认脉冲星是快速自转的、有强磁场的中子星.附图是典型中子星的结构示意图.外层为固体外壳,厚约1公里,密度约为1011～1014克/厘米3,由各种原子核组成的点阵结构和简并的自由电子气所组成.外壳内是一层主要由中子组成的流体,密度约从1024到1015克/厘米3,在这层中还有少量的质子、电子和μ介子.对于中子星内部的密度高达1016克/厘米3的物态,目前有三种不同的看法：①超子流体；②固态的中子核心；③中子流体中的π介子凝聚.在极高密度下,当重子核心彼此重迭得相当紧密时(这种情形有可能出现于大质量中子星的中心部分),物质的性质如何,是一个完全没有解决的问题.中子星的质量下限约为0.1太阳质量,上限在1.2太阳质量之间.中子星半径的典型值约为10公里.1974年李政道等提出反常核态理论,中国的一些天体物理工作者把这一理论应用于天体研究,得出的结果是：①有可能存在稳定的反常中子星,它们可能是晚期恒星的一个新的类型或新的阶段；②致密星可能有第三个质量极限,即反常中子星的极大质量,约为3.2太阳质量.中子星 neutron star 一类主要由中子组成的恒星 .质量超过钱 德 拉塞卡极限（1.44太阳质量）的恒星,核燃料耗尽以后,电子简并压无法跟引力抗衡,不能形成稳定的白矮星.会继续坍缩,密度进一步增加,逆β衰变开始发生,即一个高能电子和一个质子碰撞,形成一个中子,并发射出一个中微子.最终形成主要由中子组成的稳定恒星.由中子简并压力支撑的中子星也有一个质量上限,但由于对极高密度下的物态方程了解不够,关于中子星质量的理论上限不如白矮星那么确定,估计在2～3太阳质量之间.超过这个极限,中子简并压力也不敌巨大的引力,平衡结构不复存在.中子星也有和白矮星类似的质量-半径关系,质量越大 ,半径越小 .由于中子的质量是电子的1840倍,质量大的粒子必须在更大的密度下才能成为 简 并的 .因此 ,中子星的平均密 度高达 1013 1015 克／厘米3,其半径只有10～20千米.1932年发现中子后不久 ,L.D.朗道就提出可能有由中子组成的致密星,1934年W.巴德和F.兹威基提出超新星爆发后留下的星核可能就是中子星,1939年J.R.奥本海默等人首先计算了中子星的模型,1967年A.休伊什和S.J.贝尔发现脉冲星,不久就确认它是快速自转的、有强磁场的中子星.↓ http://course.bnu.edu.cn/course/astronomy/html/ziyuan/index.files/cata.htm 质量尺度表：( 单位 :克 ) 钱德拉塞卡质量 ( 白矮星的质量上限 ) 2.8×10**33 奥本海默 ― 沃尔科夫极限 ( 中子星的质量上限 ) 6.0×10**33 ↓ http://samuel.lamost.org/basic/dict/baike/twdbk27579.html 1936年,奥本海默等首先讨论了由简并中子态物质构成的致密星体,即中子星的平衡和稳定性.这种星体的性质,主要由自引力和简并中子压力二者之间的平衡决定.利用广义相对论的无转动球对称星体结构方程,并用理想费密气体方程作为中子物质的物态方程,奥本海默等证明,存在一个临界质量Mc≈0.75M ,M 表示太阳质量.当星体的质量小于Mc时,存在稳定的平衡解；反之,没有稳定的平衡解.中子星的质量上限Mc就是奥本海默极限.如果采用更接近实际的中子物态方程.奥本海默极限的数值将不同于原来的数值.由于目前有关密度大于 10克/厘米时的物态方程还不确定,中子星的质量上限也不确定,一般可取为2M .一颗热核能源耗尽的星体,如果质量大于奥本海默极限,不可能成为稳定的中子星.它的一种可能归宿是经过无限坍缩形成黑洞,另一种归宿是形成介于中子星与黑洞之间的其他类型的致密星.
