由氣體，其中的粒子不受任何力；另一個極端是“硬”態，即物質具有最大剛性的狀態，其中的聲速等於光速（物質中的聲速隨其剛性而增大，空氣中的聲速是330米／秒，水中是1500米／秒，鋼中是5公里／秒）。

所有允許的狀態和所有的物質形式都處在這兩個極端狀況之間。但當涉及中子星時，對這兩個極端之間的許多種可能性的選擇卻只能依靠對基本粒子間強相互作用的還很貧乏的認識。

幸運的是，有一個很重要的性質不太依賴於具體的緻密物質狀態方程，這就是中於星的最大可能質量。白矮星不能支援超過1．4M的質量，因為超過這個限度時，作為主要成分的簡併電子就成為相對論性的，星體就在自身重力下坍縮。同樣道理，中於星也不可能支援任意大量物質的堆積。穩定性極限對應著簡併中於在巨大引力作用下變成相對論性的瞬間。

為著以與白矮星相同的精度來計算中於星的最大質量，就需要知道與簡併電子情況同樣精確的簡併中子物態方程，但現在還無人知道。但是，由下述推斷可以得到極限質量的一個很好近似。中子星的密度從外殼向核心增大，在某一中間點達到原子核的密度，從這一點起物態方程的採用就必須謹慎。於是，由實驗已經知道的亞原子核密度的物態方程就可以用來描述中子星的外層，對核心部分則採用最大剛性狀態的方程，兩個結果再合起來，總質量就是外殼質量與核心質量之和。

這樣得到的極限質量是3．ZM，這個極值很可能偏高。更精細的模型繪出的值在2到3Mpe　間。這些結果的根本意義在於，一個新問題立即出現：質量更大的恆星，引力坍縮的產物是什麼？之久（實驗室裡可以把氦冷卻到很接近於絕對零度而變成超流體）。

最後是半徑約為1公里的固體核心，其組成還遠不能確定，因為我們對在超過每立方厘米10億噸的高密度下物質可能存在的狀態還幾乎一無所知。但是我們仍能像對在原子核中發現的基本粒子的性質那樣進行推測，各種有著奇怪名稱的模型已被髮明出來：固體中子晶格，。介子凝聚體，夸克物質，強子湯，等等。

緻密物質的奧秘

中子星的溫度、密度、壓強和磁場等極端條件是實驗室裡不可能複製出來的，因而為核物理、原子物理、等離子體物理、相對論和電動力學等現代物理學科展開了嶄新的視野。

我們已經清楚地看到，為了描述中子星的內部，就必須將未能揭開高密度物質奧秘的實驗物理予以擴充套件。迄今對緻密物質的狀態方程（即支配熱力學量變化的定律，例如壓強可以表示為密度或其他量的函式）還幾乎一無所知，但是，它應當是限制在兩個極端情況之間，一個極端是自由氣體，其中的粒子不受任何力；另一個極端是“硬”態，即物質具有最大剛性的狀態，其中的聲速等於光速（物質中的聲速隨其剛性而增大，空氣中的聲速是330米／秒，水中是1500米／秒，鋼中是5公里／秒）。

所有允許的狀態和所有的物質形式都處在這兩個極端狀況之間。但當涉及中子星時，對這兩個極端之間的許多種可能性的選擇卻只能依靠對基本粒子間強相互作用的還很貧乏的認識。

幸運的是，有一個很重要的性質不太依賴於具體的緻密物質狀態方程，這就是中於星的最大可能質量。白矮星不能支援超過1．4M的質量，因為超過這個限度時，作為主要成分的簡併電子就成為相對論性的，星體就在自身重力下坍縮。同樣道理，中於星也不可能支援任意大量物質的堆積。穩定性極限對應著簡併中於在巨大引力作用下變成相對論性的瞬間。

為著以與白矮星相同的精度來計算中於星的最大質量，就需要知道與簡併電子情況同樣精確的簡併中子物態方程，但現在還無人知道。但是，由下述推斷可以得到極限質量的一個很好近似。中子星的密度從外殼向核心增大，在某一中間點達到原子核的密度，從這一點起物態方程的採用就必須謹慎。於是，由實驗已經知道的亞原子核密度的物態方程就可以用來描述中子星的外層，對核心部分則採用最大剛性狀態的方程，兩個結果再合起來，總質量就是外殼質量與核心質量之和。

這樣得到的極限質量是3．ZM，這個極值很可能偏高。更精細的模型繪出的值在2到3Mpe　間。這些結果的根本意義在於，一個新問題立即出現：質量更大的恆星，引力坍縮的產物是什麼？第八章　31處

沒有引力的物理會是個什麼樣子呢？

——愛因斯坦（　1950）

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