把一块方糖丢进咖啡，它会沉底，因为糖比水密。把同样一勺物质压成地球大小，密度会达到每立方米十亿公斤，原子被挤得失去身份。白矮星就是这种状态：一个太阳质量的东西塞进地球大小的球里。撑住它不塌的，不是热压力，而是量子力学不允许两个电子占据同一个状态。
电子简并压能支撑的质量上限约为 1.44 倍太阳质量（对应电子平均分子量 2），这个值由钱德拉塞卡在 1931 年前后算出。实际白矮星的质量集中在约 0.6 倍太阳质量，最重的可靠样本接近但不超过上限；超过上限的核心会继续坍缩，或触发 Ia 型超新星，或变成中子星。
简并压来自泡利不相容，不来自温度
普通气体的压力来自粒子热运动，温度降到绝对零度，压力也归零。
电子简并压不是这样。泡利不相容原理规定，同一体积内不能有太多电子占据相同的低能态，被挤到高能态的电子就产生了压力。
这种压力与温度几乎无关。一颗白矮星可以冷却到几千 K，甚至更低，简并压照样撑着它，所以它能安静地待上千亿年。
越重的白矮星反而越小
把质量加上去，重力压得更紧，电子被挤到更高的动量态。动量越高，压力越大，但半径反而收缩。
非相对论情形下，半径大致按质量的 −1/3 次方缩小。质量翻倍，半径缩到约八成。
当电子被挤到接近光速，情况变了。相对论性电子的压力增长跟不上引力的增长，这个转折正是质量上限的来源。
1.44 不是一个固定常数
极限值可以写成与电子平均分子量的平方成反比。对碳氧白矮星，每个电子对应两个核子，分子量取 2，得到约 1.44 倍太阳质量。
成分变了，值也跟着变。氧氖镁白矮星的电子分数略低，极限会小一些；铁核白矮星更小。
自转和磁场也能往上抬一点，但幅度有限。所以 1.44 是一个基准值，不是自然界的物理常数。
上限的证据，是「找不到更重的白矮星」
如果极限不存在，白矮星的质量分布应该拖着一条长尾。实际观测到的分布在一个值附近堆积，然后陡峭地截断。
这个峰值在约 0.6 倍太阳质量。最重的可靠样本接近 1.4，但没有稳定存在的更重天体。
另一条证据来自爆炸。Ia 型超新星的光变曲线形状统一，可以用作距离标尺，前提是它们的抛射质量都接近同一个值。这个「同一个值」正是极限附近的数字。
| 参数 | 数值 | 口径与来源 |
|---|---|---|
| 极限质量（电子分子量 2） | 约 1.44 M☉ | Chandrasekhar 1931 |
| 白矮星质量分布峰值 | 约 0.6 M☉ | 视差样本统计 |
| 典型白矮星半径 | 约 0.01 R☉ | 观测 |
| 典型中心密度 | 约 10⁹ kg/m³ | 模型 |
| 太阳最终白矮星质量 | 约 0.5–0.6 M☉ | 初始-最终质量关系 |
| Ia 抛射物质量 | 约 1.4 M☉ | 观测推断 |
哪些是观测，哪些还是推断
常见问题
1.44 是电子分子量取 2 时的理论值。科普里常写 1.4 是取整，精确值随成分变化，不宜当成固定常数。
不会。太阳最终留下的白矮星只有约 0.5 倍太阳质量，远低于上限，也没有伴星给它喂料。
有，通常叫 TOV 极限，量级在 2 倍太阳质量附近。它的确切值取决于高密度物质的状态方程，比白矮星的情形更难算。
延伸阅读
- Chandrasekhar, S. 1931, The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs, ApJ 74, 81
- Liebert, J. 1980, White Dwarf Stars, ARA&A 18, 363
- NASA 钱德拉 X 射线天文台：Ia 型超新星页面（nasa.gov）