1. Neutrondegenerationstryck:Neutronstjärnor stöds mot gravitationskollaps av neutrondegenerationstryck. Detta tryck härrör från Paulis uteslutningsprincip, som förhindrar neutroner från att uppta samma kvanttillstånd. När neutronstjärnans massa ökar, blir neutrondegenerationstrycket mindre effektivt för att motstå gravitationskollaps.
2. Allmänna relativitetseffekter:När massan av en neutronstjärna ökar, blir generella relativistiska effekter mer betydande. Dessa effekter, såsom gravitationstidsdilatation och bilddragning, förändrar stjärnans struktur och stabilitet. Vid en tillräckligt hög massa kan generella relativistiska effekter göra att neutronstjärnan blir instabil och kollapsar under sin gravitation.
3. Chandrasekhar-massan:Chandrasekhar-massan är den maximala massan som en vit dvärg kan stödja mot gravitationskollaps genom elektrondegenerationstryck. När en vit dvärg överstiger denna massa genomgår den en gravitationskollaps och bildar en neutronstjärna. Chandrasekhar-massan är ungefär 1,4 gånger massan av vår sol.
4. Maximal neutronstjärnes massa:Teoretiska beräkningar och observationer tyder på att det finns en övre gräns för massan av neutronstjärnor. Denna övre massagräns beräknas vara cirka 2-3 gånger vår sols massa. Neutronstjärnor som överstiger denna massa tros kollapsa till svarta hål på grund av de överväldigande gravitationskrafterna.
Det exakta värdet av den övre massgränsen för neutronstjärnor är fortfarande föremål för forskning och debatt inom astrofysik. Observationer av neutronstjärnor och teoretiska modeller hjälper till att förfina vår förståelse av deras struktur och stabilitet, vilket ger insikter om naturen hos dessa fascinerande föremål och gränserna som de grundläggande fysikens lagar ställer.
