约也为太阳质量
倍或二倍，但是其体积甚至比白矮星还小得多。这些恒星是由中子和质子之间，而不是电子之间不相容原理排斥力所支持。所以它们被叫做中子星。它们半径只有10英里左右，密度为每立方英寸几亿吨。在中子星被第次预言时，并没有任何方法去观察它。实际上，很久以后它们才被观察到。
另方面，质量比强德拉塞卡极限还大恒星在耗尽其燃料时，会出现个很大问题：在某种情形下，它们会爆炸或抛出足够物质，使自己质量减少到极限之下，以避免灾难性引力坍缩。但是很难令人相信，不管恒星有多大，这总会发生。怎
知道它必须损失重量呢？即使每个恒星都设法失去足够多重量以避免坍缩，如果你把更多质量加在白矮星或中子星上，使之超过极限将会发生什？它会坍缩到无限密度吗？爱丁顿为此感到震惊，他拒绝相信强德拉塞卡结果。爱丁顿认为，颗恒星不可能坍缩成点。这是大多数科学家观点：爱因斯坦自己写
篇论文，宣布恒星体积不会收缩为零。其他科学家，尤其是他以前老师、恒星结构主要权威——爱丁顿敌意使强德拉塞卡抛弃这方面工作，转去研究诸如恒星团运动等其他天文学问题。然而，他获得1983年诺贝尔奖，至少部分原因在于他早年所做关于冷恒星质量极限工作。
强德拉塞卡指出，不相容原理不能够阻止质量大于强德拉塞卡极限恒星发生坍缩。但是，根据广义相对论，这样恒星会发生什情况呢？这个问题被位年轻美国人罗伯特·奥本海默于1939年首次解决。然而，他所获得结果表明，用当时望远镜去观察不会再有任何结果。以后，因第二次世界大战干扰，奥本海默本人非常密切地卷入到原子弹计划中去。战后，由于大部分科学家被吸引到原子和原子核尺度物理中去，因而引力坍缩问题被大部分人忘记。但在本世纪60年代，现代技术应用使得天文观测范围和数量大大增加，重新激起人们对天文学和宇宙学大尺度问题兴趣。奥本海默工作被重新发现，并被些人推广。奇书网Jar电子书下载乐园+ＱiＳuu.с○m
现在，
们从奥本海默工作中得到幅这样图象：恒星引力场改变光线路径，使之和原先没有恒星情况下路径不样。光锥是表示光线从其顶端发出后在空间——时间里传播轨道。光锥在恒星表面附近稍微向内偏折，在日食时观察远处恒星发出光线，可以看到这种偏折现象。当该恒星收缩时，其表面引力场变得很强，光线向内偏折得更多，
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