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人們對中子星物質充滿了好奇，科學家們說，上面的物質密度達到1立方釐米1億~20億噸，這是真的嗎？如果是真的，它是怎麼做到的呢？
根據現有量子物理理論，原來它是這樣做到的。
簡單點說，壓縮，使勁壓，壓縮到極致，就是中子星物質了。
理論上這個壓力要把原子壓碎，電子壓進原子核裡，與質子正負抵消變成了中子，加上原來原子核裡本來的中子，整個星球都變成了一堆中子，這就是中子星了。
把一個地球這麼大的東西，壓到只有幾公分大，就基本成為中子星密度了；如果再壓，壓到只有9毫米直徑的一個球，任何物質就無法形成物質了，無限墜落到中心奇點上，就成為黑洞了。
在人世間，是無法製造出這麼大的壓力的，只有巨大恆星爆炸，核心物質被極端壓力壓縮，才能夠成為中子星。
中子星的最小質量是太陽的1.44倍，這個叫錢德拉塞卡極限，是一位叫蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡的美籍印度裔天文學家計算出來的，因此以他的名字命名這個臨界點。
一顆典型的中子星質量在太陽的1.44倍到3.2倍之間，其半徑只有10公裡左右。
我們隨便算一下，就知道這個密度有多大了。
太陽質量為1.9891x10^30kg，半徑約69.6萬公裡，把它壓縮到一個幾公裡半徑的球，想想這個密度？
我們現在來計算一個半徑10公裡，質量為太陽2倍中子星的密度。
球體積計算公式：V=(4/3)πr^3
10公裡半徑中子星體積（cm）=（4/3)3.14159x（10^18）=4.19x10^18cm
密度=2x（1.9891x10^30)/(4.19x10^18)≈9.49億噸/cm
多大的恆星才能夠形成中子星呢？
科學研究認為，質量大於8倍到30~40倍左右的恆星，在死亡時會發生超新星大爆炸，100億度以上的高溫和巨大的壓力，會把恆星大多數物質拋散到太空中，只能夠留下一個約1.44倍以上到3倍太陽質量的核心，這個核心就是中子星。
中子星上的壓力有多大呢？
我們知道在地球上地心壓力最大，約300多萬個大氣壓；太陽中心壓力約3000億個大氣壓。但這些壓力在中子星上就是小巫見大巫了。
中子星的壓強可以達到10^28個大氣壓，也就是1萬億億億個大氣壓，比地心壓力大33萬億億倍，比太陽中心壓力大3.3億億倍。
在這樣強大的壓力下，中子星就是依靠量子簡併壓支撐著自己不被壓垮。
何謂量子簡併壓？這個理論是基於泡利不相容原理。
泡利不相容原理認為，在粒子世界，比如電子、中子、質子等費米子，它們都有一種孤僻的特性，不願意和自己相同的粒子擠在一起，中間就產生了一種相互排斥的壓力。
當物質處於一般的壓強下，物質依靠原子之間電磁力支撐保持著形狀。
原子核佔據了原子質量的99.96以上，體積卻只佔有萬億分之一。因此電子殼充斥著一個巨大的空間，我們常見的物質實際上是一個稀鬆的狀態。
當壓力到了一定程度後，原子間的電磁力就無法頂住萬有引力擠壓，原子就無法保持這種「悠閒」的狀態了，原子的電子殼層被壓碎，形成自由電子在晶格中穿行。
原子核還能保持原來的形狀，但就不是「悠閒」的坐鎮中心了，而是漂浮在電子海洋中。
這些電子被擠壓在一個較低軌道，泡利不相容原理不容許兩個電子處在同一狀態，相互靠近的電子就產生了排斥力，這樣就抵抗住引力壓力，使星球的體積不再縮小。
這種依靠電子簡併壓抵禦萬有引力壓的星球就是白矮星。
一般認為，白矮星是太陽0.8倍~8倍之間的恆星死亡後的歸宿，其剩餘質量在太陽0.5倍以上~1.44倍以下，半徑約與地球差不多。
有研究認為，太陽死亡形成的白矮星密度可能達到1.41×1011 kg/m3。
當白矮星質量超過現在太陽質量的1.44倍時，電子簡併壓就無法支撐更巨大的萬有引力壓力了，就會繼續坍縮，物質再也沒有了原有的任何性質，再也不是我們認知的任何元素了。
但幾乎整個星球都成為中子後，激發了比電子簡併壓更強大的中子簡併壓，就阻止了星球體積的進一步縮小，這就是中子星。
當然，整個中子星並非「中子一塊」，也是分層次的。
中子星表面是一層等離子體，然後是固體外殼，主要由Fe原子核晶格點陣和簡併自由電子氣構成，密度約10^6g/cm^-3；然後密度逐漸增加，漸漸出現自由中子，1公裡後到達內殼，密度增加到2x10^14g/cm^-3時，原子核完全分離消失，整個物態呈現出一種夾雜著少量電子和質子的中子流體。
當中子星通過吸積，超過了奧本海默極限，也就是約3.2個太陽質量，中子簡併壓也垮臺了，無限坍縮形成，最終形成黑洞。
在白矮星變成中子星，中子星變成黑洞這個過程中，不一定會平穩過渡。
在錢德拉塞卡極限和奧本海默極限臨界點上，一般都會發生轟轟烈烈的事件。
由於達到了一個臨界點，抵禦能力突然垮塌，形成劇烈坍縮，突增極高的溫度壓力導致星體的熱核失控，就會發生爆轟，這就是所謂的la超新星爆發。
超新星爆發後有可能整個星球全部炸碎為齏粉，物質拋灑回歸太空；也可能殘留質量形成新的白矮星或者中子星，主要看爆發成因和殘留質量有多少。
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