白い小人：
* 私たちの太陽の8倍未満の初期質量を持つ星からの形（8人の太陽質量）。
*核燃料を使い果たした後、これらの星は外側の層を流し、白い小人と呼ばれる密集した熱いコアを残します。
* 白い小人は主に炭素と酸素で構成されています。
* 電子変性圧力による重力崩壊に対してサポートされています 。この圧力は、電子が同じエネルギー状態を占めるのを防ぐ量子機械的原理から生じます。
中性子星：
* 8〜25の太陽質量の初期質量を持つ星からの形。
*これらの星は、彼らの人生の終わりに超新星の爆発を受けます。
*超新星の間、コアは巨大な重力の下で崩壊し、陽子と電子をつぶして中性子を形成します。
* 中性子星は主に中性子で構成されています。
*中性子変性圧力によるさらなる崩壊に対してサポートされています 、白い小人の電子変性圧力に似ています。
* 中性子星は非常に密度が高く、太陽の質量を直径約20キロだけ球体に詰めます。
重要な違い：
* 初期質量： ホワイトドワーフは、それほど大きくない星から形成され、中性子星はより大きな星から形成されます。
* 構成： 白い小人は主に炭素と酸素であり、中性子星は主に中性子です。
* サポートメカニズム： 白いd星は電子変性圧力によって支えられ、中性子星は中性子変性圧力によって支えられています。
* 密度： 中性子星は、白い小人よりも著しく密度が高い。
ここに簡単なアナロジーがあります：
白い小人はバスケットボール、中性子の星を大理石と考えてください。どちらも同じ量の材料（太陽の質量）を含んでいますが、中性子の星ははるかに密度が高く、同じ質量をはるかに小さなスペースに詰めます。
上記に加えて、 tolman – Oppenheimer – Volkoff limit と呼ばれる中性子星の質量に理論上の上限があります。 、これは約2〜3の太陽質量と推定されています。 星がこの制限を超えると、さらに崩壊し、おそらくブラックホールを形成することが予想されます。
