判定：不成立
一句话：不是经验值，是电子简并压的解析极限。钱德拉塞卡 1931 年算出：白矮星质量增大时，电子简并压支撑的半径趋于零，极限质量 M_Ch ≈ 1.44 (2/μ_e)² 太阳质量。对碳氧白矮星（μ_e = 2），这个值就是 1.44。
这个说法是怎么来的
这个数字常被当作「观测拟合出来的常数」引用，其实它先有理论、后被观测证实。
推导的核心是量子效应
电子简并压来自泡利不相容原理：费米子不能占据同一量子态，被迫填充高动量态，从而产生压强。这个压强与温度无关，所以白矮星冷却时不会「垮掉」。但当质量增大，电子必须被压到更高动量，最终速度逼近光速，压强随密度的增长速度跟不上引力的增长速度，于是出现硬上限。
为什么观测值略低于理论值
Ia 型超新星的前身星通常在约 1.38 太阳质量就点火，因为碳聚变在到达理论极限之前就已经启动。所以「观测到的上限」比理论极限略低一点，这是两个不同的数，不该混用。
| 数值 | 含义 | 来源 |
|---|---|---|
| 1.44 太阳质量 | 电子简并压的理论极限 | 钱德拉塞卡 1931 年解析解 |
| 约 1.38 太阳质量 | Ia 型超新星实际点火质量 | 观测与演化模型 |
| 约 2.1 太阳质量 | 中子星（TOV）上限 | 状态方程依赖，仍有争议 |
什么时候这个说法「有点道理」
强磁场和快速自转可以把有效上限抬高，这类「超钱德拉塞卡」白矮星已有候选体。所以 1.44 是「无自转、无磁场」条件下的极限，不是绝对的天花板。
依据
- 1.44 倍太阳质量不是巧合，是电子简并压的极限 科学
- 太阳晚年的路线图：先膨胀成红巨星，再缩成白矮星 科学
- 数据速查表 · 恒星与致密天体参数 本页数值的取数口径与单位
常见问题
超过 1.44 会怎样？
电子简并压撑不住，星体坍缩。碳氧核在坍缩中点燃，产生失控的热核反应，把星体炸开——这就是 Ia 型超新星。它也因此成为宇宙学的标准烛光。
为什么 Ia 型超新星亮度这么一致？
因为触发条件是同一个物理极限，前身星质量都接近 1.38 太阳质量。亮度虽有分散，但可以通过光变曲线的形状校正，校正后精度可达几个百分点。