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簡介： 錢德拉塞卡極限是由電子兼併物質構成的物體質量上限，電子簡併物質是一種由浸入電子氣體中的原子核構成的緻密物質形式，可通過熱力學方程相關狀態變量計算。白矮星是類似太陽的中低質量恆星演化的最終產物。
錢德拉塞卡極限是以少年天才蘇布拉馬尼揚錢德拉塞卡命名的。他在二十歲生日前就拿到了物理學學位。他被授予印度政府獎學金前往劍橋學習，1930年的秋天他登船前往英國遊學。仍然在他二十歲生日之前，他在船上做了大量工作，之後他將會因此被授予諾貝爾獎。
錢德拉塞卡極限是可以通過電子簡併壓力抵抗引力坍塌最大的不迴轉的質量。電子簡併壓力是泡利不相容原理的結果，泡利不相容原理闡述了同一時間不能有兩個費密子處於相同的狀態。通過這種壓力提供的力量限制了物質，不通過將其壓入中子星或黑洞，就可以被擠壓到一起的程度。公認可達到1.44倍太陽的質量時。因為白矮星是由簡併電子組成的，沒有不迴轉的的白矮星的質量能超過錢德拉塞卡極限。錢德拉塞卡極限類似於中子星的託爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限。
恆星內部結構
圖片來自：維基百科
白矮星是小中質量的行星，像我們的太陽，演變的最終產物。對於質量超過錢德拉塞卡極限的白矮星來說，簡併電子壓力不足以抵抗重力作用下星球進一步陷入中子星和黑洞。
星體通過核聚變產生能量，從較輕的成分中產生出較重的。反應產生的熱量防止了天體引力坍塌。隨時間過去，星體產生由中心核溫度不足以熔化的成分組成的中心核。對於主星序的質量小於8個太陽質量的星體，核的質量會持續小於錢德拉塞卡極限，最終它們會失去質量變成星雲，直到只留下核，變成白矮星。質量更大的星體會發展成簡併核，簡併核的質量會一直增大，直到超過極限。此時星體會發生爆炸，形成核心坍縮的超新星，留下中子星或者黑洞。
錢德拉塞卡爾極限是分析星體進化與死亡的基礎。
錢德拉塞卡爾極限是如何計算的？
錢德拉塞克極限是通過相關狀態變量的熱力學公式進行計算的。但是由於它並不能解釋電子接近光速的後果，所以它仍是非相對論情形。
我們可以看到，非相對論情形並不會產生一個結果，因為它不考慮電子的相對質量。
圖片來自：維基百科
錢德拉塞卡爾極限在天體物理學中的重要性
星體的形成以核裂變為基本特徵，所以錢德拉塞卡爾極限在星體的研究中至關重要。
中子星
如果一個主序星沒有失去足夠的質量使它低於錢德拉賽卡爾極限，它會變成一顆中子星；電子簡併壓力並不足以阻止它塌陷。有趣的是，重力勢能的減少會釋放出大量能量，通常大約在10^46焦耳。
生命
錢德拉塞卡極限也被稱為使生命成為可能的閾值。如果沒有超新星爆炸，比氫和氦更重的元素——如生命所必需的碳、氧和氮——會永遠被困在恆星中。要形成巖質行星，還需要向宇宙提供足夠多的巖質物質，而這些恆星可以通過超新星釋放出相當數量的巖質物質。
作者： Tim Trott
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