钱德拉塞卡极限 我们先从一颗像太阳这样的普通恒星生命结束时的状态讲起。当一颗质量不大的恒星（例如我们的太阳）耗尽其核心的核聚变燃料后，它会坍缩成一颗地球大小的、致密的白矮星。此时，一种叫做“电子简并压力”的量子力学力会支撑起这颗星体，抵抗其自身的引力，阻止它进一步坍缩。 那么，是不是所有恒星最终都能作为白矮星稳定存在呢？并不是。支撑白矮星的电子简并压力有其效力上限。印度裔美国天体物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡在20世纪30年代通过计算发现，这个支撑力能够对抗引力的最大质量是一个固定值。 具体来说，当白矮星的质量增加时，其引力会增强，需要更大的电子简并压力来抵抗。为了产生更大的压力，电子必须被压缩到更高的密度，运动速度接近光速（成为相对论性电子）。钱德拉塞卡的计算表明，当电子成为相对论性电子时，支撑力的增长会落后于引力的增长。他最终推导出一个临界质量值，超过这个值，电子简并压力将永远无法抵抗引力，恒星残骸将不可避免地进行进一步的灾难性坍缩。 这个临界质量大约是 1.4倍太阳质量 。这就是 钱德拉塞卡极限 。它像一道生死分界线：如果一颗恒星演化末期留下的核心质量小于1.4倍太阳质量，它将成为一颗稳定的白矮星；如果核心质量超过这个极限，它将无法以白矮星的形式存在。 超过钱德拉塞卡极限之后，核心会急剧坍缩。坍缩过程中，巨大的引力能将电子压入原子核，与质子结合形成中子，并释放出大量中微子。这引发强烈的激波反弹，可能导致外层物质被炸飞，形成超新星爆发（对于中等质量恒星，即Ia型超新星）。 爆发后剩下的核心，是由几乎纯中子构成的、密度极高的球体。此时，另一种量子力—— 中子简并压力 开始起作用，尝试支撑星体。与电子简并压力类似，中子简并压力也存在一个质量上限。 这个由中子简并压力支撑的星体质量上限被称为 奥本海默-沃尔科夫极限 ，其精确值在观测和理论上仍有不确定性，但普遍认为大约在 2至3倍太阳质量 之间。如果坍缩后的核心质量低于这个极限，它将形成一颗稳定的 中子星 （你已学过的词条）。 最后，如果恒星初始质量极大，其演化末期的核心质量甚至超过了奥本海默-沃尔科夫极限（即大于约2-3倍太阳质量），那么无论是电子简并压力还是中子简并压力都将彻底失效。没有任何已知的力可以阻止引力坍缩。 核心将无限坍缩下去，形成一个时空奇点，周围被一个连光都无法逃脱的边界——事件视场所包围。这就是 恒星质量黑洞 的形成。因此，钱德拉塞卡极限是恒星演化道路上第一道、也是根本性的质量门槛，直接决定了中小质量恒星是平静地“死去”（成为白矮星），还是走向更激烈的结局（超新星、中子星或黑洞）。