1。中性子変性圧力：中性子星は、中性子変性圧力による重力崩壊に対して支えられています。この圧力は、パウリ排除原理から生じ、中性子が同じ量子状態を占めるのを防ぎます。中性子星の質量が増加すると、中性子変性圧力は重力崩壊に抵抗する際にあまり効果的ではありません。
2。一般相対性理論：中性子星の質量が増加すると、一般相対論的効果がより重要になります。重力時間の拡張やフレームのドラッグなどのこれらの効果は、星の構造と安定性を変えます。十分に高い質量で、一般的な相対論的効果により、中性子星が不安定になり、重力の下で崩壊する可能性があります。
3.チャンドラセカール質量：チャンドラセカール質量は、白色d星が電子変性圧力を介して重力崩壊に対して支持できる最大質量です。白い小人がこの質量を超えると、重力崩壊を受け、中性子星を形成します。チャンドラセカールの質量は、私たちの太陽の質量の約1.4倍です。
4。最大中性子星質量：理論的計算と観察結果は、中性子星の質量に上限があることを示唆しています。この上限の上限は、太陽の質量の約2〜3倍であると推定されています。この塊を超える中性子星は、圧倒的な重力のためにブラックホールに崩壊すると考えられています。
中性子星の上部質量制限の正確な値は、依然として天体物理学の研究と議論の主題です。中性子星と理論モデルの観察は、それらの構造と安定性の理解を絞り、これらの魅力的なオブジェクトの性質と物理学の基本法則によって課される限界に関する洞察を提供するのに役立ちます。
