当恒星的质量为多少时分别会变成矮星、中子星、黑洞？
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。
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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。
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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
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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1.5～2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。
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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
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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。
参考资料：原创+引用