當恆星中心密度足夠大時，在引力坍縮中發生下列反應:e-+(Z，A)→ve+(Z-1，A)。e-為電子。(Z，A)是質子數為Z，核子數為A的原子核；ve為電子中微子。這種過程引起物質的中子化。

在一定條件下（例如γ≈4／3），引力坍縮過程中將出現強的激波，它引起恆星外層物質的拋射。

但在有些條件下（如γ》4/3），坍縮過程並不一定伴有質量拋射。不同質量的恆星，在引力坍縮後有可能形成各種不同類型的致密星。

親親，恆星坍縮公式是指描述恆星坍縮過程中質量、半徑和密度之間的關系的方程。其中最著名的恆星坍縮公式是由理論物理學家塞繆爾·錢德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）在1930年提出的，被稱為錢德拉塞卡極限（Chandrasekhar limit）。

錢德拉塞卡極限是一個質量上限，在恆星質量超過這個限制時，恆星將無法繼續支撐自身重力坍縮，而會發生引力坍縮，形成致密天體，如白矮星、中子星或黑洞。

錢德拉塞卡極限的數學表達式為：

M = (5.836 × 10^30 kg / μ_e^2) × (1/2)^2

其中，M是恆星質量的上限，μ_e是電子的平均摩爾質量。

需要注意的是，錢德拉塞卡極限是基於一些假設和簡化模型得出的近似結果，實際情況可能會受到其他因素的影響。此外，錢德拉塞卡極限只適用於理想氣體的恆星，對於高度致密的恆星或特殊情況下的恆星，可能需要使用其他的物理模型和公式來描述。

恆星坍縮是指恆星內部核聚變能源耗盡後，受到引力壓力作用逐漸坍縮變小的過程。在此過程中，恆星的坍縮可以由一系列物理學方程描述，其中最著名的是庫侖-維爾恆星結構方程。

庫侖-維爾恆星結構方程是以瓦納·庫侖和約翰·惠勒的名字命名的，用於描述主要由電子、質子和中子組成的恆星的內部結構。這個方程衡量了壓力和引力之間的平衡，它的表達形式如下：

$$\frac{{dP}}{{dr}} = - \frac{{GM\rho}}{{r^2}}$$

其中，$\frac{{dP}}{{dr}}$是徑向方向上的壓強梯度，$G$是萬有引力常數，$M$是質量，$\rho$是密度，$r$是與恆星中心的距離。該方程描述了壓強梯度驅動的恆星承受引力坍縮的程度。

需要注意的是，恆星坍縮的情況非常複雜，坍縮過程中還包括能量輸送、物質運動、核反應等多個因素。因此，庫侖-維爾方程只是恆星動力學模型中的一個部分，需要與其他方程和條件一起使用，如質量守恆方程、能量守恆方程等，來全面描述恆星的坍縮過程。具體研究恆星坍縮需要深入的物理學知識和複雜的計算模擬方法。