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大多數已知中子星的質量在 1.4 到 2.0 個太陽質量之間。上限是通過以下事實來解釋的：超過大約兩個太陽質量，中子星將塌縮成黑洞。下限由白矮星的質量決定。中子星由于中子之間的壓力而抵抗重力塌縮，而白矮星由于電子氣的壓力而抵抗重力。

白矮星只能支撐自己達到現在所謂的錢德拉塞卡極限，即 1.4 個太陽質量。對此，天體物理學家認為中子星至少必須具有相同的質量。否則，塌縮將在白矮星處停止。但事實并非一定如此。

“確實，在簡單的靜水壓塌陷中，任何小于 1.4 個太陽質量的物體都將仍然是白矮星，”科學家評論道。較大的恒星不僅會耗盡燃料并崩潰。它們以超新星的形式發生災難性的爆炸。如果這樣的爆炸迅速壓縮中央核心，則產生的核心將由質量小于 1.4 個太陽質量的中子物質組成。

問題是它能否像小中子星一樣穩定。這取決于中子物質如何結合在一起，這由其狀態方程描述。中子星的物質受托爾曼-奧本海默-沃爾科夫方程控制，該方程是基于某些假設參數的復雜相對論方程。利用現代數據，TOV 狀態方程將中子星的質量上限設定為 2.17 個太陽質量，將質量下限設定為約 1.1 個太陽質量。如果我們考慮到觀測所允許的最極端值的參數，那么下限可以下降到0.4個太陽質量。

來自各個研究中心的科學家進行了一項新研究，他們檢查了 Virgo 和 Advanced LIGO 引力波天文臺第三次觀測發射的數據。雖然大多數觀測到的事件是恒星質量黑洞的合并，但天文臺也可以探測到兩顆中子星或中子星與伴星黑洞之間的合并。這些較小合并的信號強度非常接近引力波探測器的噪聲水平，因此您需要了解檢測它所需的信號類型。對于中子星合并，由于中子星對潮汐變形敏感，這一事實變得復雜。這些變形會改變合并信號的噪聲，中子星越小，變形越大。

研究小組模擬了質量低于白矮星的中子星在合并過程中如何潮汐變形，然后計算這將如何影響觀測到的引力噪聲。然后，他們在第三次觀察運行的數據中尋找此類特征。

盡管研究小組沒有發現小型中子星存在的證據，但他們能夠對此類合并的假設率設定上限。事實上，科學家們發現，觀測到的中子星合并事件不可能超過 2000 次，其中中子星的質量高達太陽的 70%。

“我們對中子星及其特性的了解仍處于起步階段。在未來幾十年里，我們將擁有更靈敏的引力望遠鏡，它們要么探測小型中子星，要么證明它們不存在。這將為研究這些神秘物體開辟新的機會，并幫助我們更好地了解宇宙的奧秘。”研究人員評論道。