從理論上來說，形成一個恆星質量的黑洞是比較容易的。只需要等待一顆大恆星壽命終結，然後它的核在自重作用下坍塌。若該核的質量大於2至3倍太陽質量，則它將成為黑洞；若小於2.2倍太陽質量，則形成中子星；若小於1.4倍太陽質量，將成為白矮星。

兩個中子星的碰撞也可能形成黑洞。如果這兩顆發生碰撞的中子星進行合併，合併後的物件能夠超出臨界限制，則可能產生一個黑洞。但是這個限制是什麼呢？《物理學評論快報》裡的一項新研究著手研究了這個問題。該小組對中子星的合併進行了幾次計算機模擬，發現這個臨界極限，不僅與兩顆恆星總質量有關，還取決於中子星的內部結構，對於後者我們仍未完全瞭解。

中子星的內部取決於核物質的狀態方程，該方程描述了例如物質的堅硬程度以及其傳導熱量的能力等特性。此外，還提出了幾個狀態方程，每個狀態方程的性質略有不同，因此該團隊使用一系列狀態方程模擬了合併。

他們發現，如果中子星的內部比較有彈性或者“柔軟”一些，那麼即使是小中子星的合併也能產生黑洞。但是，如果內部較硬，則不能塌陷並形成黑洞。反之，這種合併將會產生一個相對較大，而且能夠快速旋轉的中子星，該中子星可以抵抗引力坍塌。確定結果的一個關鍵因素是兩個核在碰撞過程中是否分裂成了夸克。

這項研究對我們理解中子星和黑洞至關重要。2017年，引力波觀測站LIGO和Virgo探測到了兩顆中子星的合併，儘管他們無法分辨合併的結果是產生了黑洞還是一顆更大的中子星。物換星移，人們勢必會觀測到更多類似的合併，並最終確定創造黑洞的臨界極限。結合這項新研究，我們應該能夠找到對中子星內部進行準確描述的狀態方程。

相關知識

中子星是一顆巨大的超巨星的坍縮核心，總質量介於10到25個太陽質量之間，如果其富含金屬，質量還可能更大。[1]中子星是除黑洞和假想的白洞、夸克恆星和奇異恆星外，體積最小但密度最大的恆星天體。[2]中子星的半徑約為10公里(6.2英里)，約為太陽質量的1.4倍。它們是由大質量恆星的超新星爆炸和引力坍縮共同作用產生的，其核心被壓縮超過了白矮星密度，達到原子核的密度。

中子星一旦形成便不再主動產生熱量，會隨著時間推移冷卻下來;然而，它們仍可能透過碰撞或積聚進一步變化。這些天體的大多數基本模型表明，中子星幾乎完全由中子組成(沒有淨電荷，質量略大於質子的亞原子粒子);在中子星的條件下，存在於普通物質中的電子和質子結合起來產生中子。根據泡利不相容原理的描述，中子星因受到中子簡併的壓力，不會進一步坍縮，就像白矮星受到電子簡併壓的支援不會發生坍縮一樣。

然而中子簡併壓力本身並不足以支撐一個超過0.7M的物體[4][5]，排斥核力會在支撐更大質量的中子方面發揮更大的作用。如果殘餘恆星的質量超過托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限（約2倍的太陽質量），簡併壓力和核力的結合就不足以支撐中子星，它會繼續坍縮形成黑洞。

作者：BRIAN KOBERLEIN

FY：Astronomical volunteer team