這次雙中子星碰撞事件，為什麼有一顆中子星的質量小於 1.4 太陽質量？

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苟老師的文章有提到「科學家們確定了兩個中子星的質量分別大約是 $1.15 M_odot$ 和 $1.6 M_odot$ ，合併後的天體質量約為 $2.74M_odot$ ，拋射出去的僅有 $0.01M_odot$ 。」，錢德拉塞卡極限是 $1.44 M_odot$ ，為什麼會存在質量低於極限的中子星？

除了外層物質被拋出的原因之外，還有兩種相對少見的情況，均有可能導致形成的中子星質量較低，即：

1. 電子俘獲型超新星：低金屬量，8-10倍太陽質量的恆星在演化後期，核心在達到Chandrasekhar極限前，即聚變到ONeMg核階段時，就可能發生電子俘獲（以Mg-24核為主），使電子簡併解除，不足以抵抗引力從而發生核坍縮。由於核坍縮會導致恆星外層物質的反彈，這種情況同樣會引起超新星爆發，為了與傳統的鐵核坍縮造成的超新星（Iron core collapse supernovae）區分，這裡稱為電子俘獲超新星（Electron capture supernovae）。

如圖所示，電子俘獲型超新星爆發一般發生在8-10太陽質量的低金屬量恆星中，因此相對少見。（Siess et al. 2008）

如果金屬量過高，此質量範圍內的恆星則傾向於演化成為ONeMg白矮星（氧氖鎂白矮星），而不是發生電子俘獲超新星爆發成為低質量的中子星。不過，ONeMg白矮星在雙星系統中依然有通過與伴星的物質交流進一步演化為中子星的可能，詳見以下的第二種情況。

2. ONeMg白矮星的坍縮：密近雙星系統中的大質量ONeMg白矮星吸積伴星物質，在接近或達到Chandrasekhar極限後，如果白矮星內部密度高於電子俘獲的臨界密度，而溫度又不足以引發爆炸性核反應，則會坍縮成為中子星。這被稱為吸積誘發坍縮（accretion-induced collapse, AIC）過程（Michel et al. 1987）。

ONeMg白矮星吸積質量與角動量的關係圖。藍色實線代表ONeMg白矮星，達到Chandrasekhar極限後必須高速自轉，自轉演化取決於角動量的損失（例如通過r模不穩定性、引力輻射或磁偶極輻射引起）。陰影部分是發生AIC過程的關鍵區域。（Freire, Tauris. 2014）

ONeMg白矮星可以由中等質量的恆星演化而成，也有可能由CO白矮星吸積伴星物質聚變而成。例如在激變變星系統中（特別是一些特殊的激變變星和經典新星系統），可以通過測量拋射物質的丰度來判斷白矮星物質的構成，如果通過爆發時的物質拋射質量反推得到爆發時的峰值溫度突破大約 $5 imes10^8~K$ 時（其動能對應O-14和O-15原子的α俘獲能量），則表明CO白矮星已經向ONeMg白矮星方向演化，接下來的演化結局將有可能是坍縮為中子星（Taani et al. 2012），而不是CO白矮星符合的Ia型超新星。

AIC模型也提供了形成毫秒脈衝星的另一種演化途徑。這個模型可以避免一些再循環模型（即低質量X射線雙星系統的靜態中子星，通過吸積來自伴星的物質自轉加速到毫秒周期）中遇到的困難（Hurley et al. 2010）。例如，考慮吸積造成的白矮星較差自轉，長時標的角動量損失過程為白矮星的內部冷卻提供了足夠的時間，坍縮會被推遲到物質交流結束，然後直接形成毫秒脈衝星，這樣有助於解釋一些毫秒脈衝星雙星系統中的高偏心率橢圓軌道。

下圖所示的模擬給出了通過AIC過程形成偏心軌道毫秒脈衝星的一種可能情況。（Freire, Tauris. 2014）

由於坍縮過程中有瞬時的引力質量虧損，伴星藉此獲得了一個額外的徑向速度，使得原有的圓軌道成為橢圓。這樣就形成了橢圓軌道的毫秒脈衝星雙星系統，並且其中的脈衝星質量是小於1.4倍太陽質量的（這個模擬給出的為1.27倍太陽質量）。

原初雙星經過Roche瓣滲溢和公共包層演化，較大質量的恆星演化成ONeMg白矮星，而伴星仍然處在主序階段。經過漫長的演化後，伴星充滿Roche瓣，白矮星開始吸積伴星物質，系統成為激變變星。當白矮星質量達到Chandrasekhar極限後，由於高速較差自轉的抑制，白矮星暫時保持穩定，直至物質轉移結束。之後由於角動量損失和冷卻過程使白矮星中心密度達到發生電子俘獲的臨界密度，電子簡併解除，使白矮星快速坍縮成為中子星。考慮到坍縮過程中原來白矮星的一部分角動量被保留，而半徑大大減小，使得形成的中子星具有很高的自轉角速度，周期在毫秒量級，成為毫秒脈衝星。並且由於坍縮過程中的引力質量虧損，最終小於Chandrasekhar極限。

值得一提的是，這個過程虧損的質量的一部分同樣會以引力波的形式釋放，期待今後的觀測對此類模型的驗證。

錢德拉塞卡極限針對的不是恆星，更不是恆星產物。

核聚變的終極產物是鐵，所以恆星生命末期會形成一個巨大的鐵核。當鐵核質量超過錢德拉塞卡極限後，鐵核內部電子簡併壓力不足以抵抗自身引力，電子被擠進原子核內部的質子中，原子核崩塌。

而整個鐵核的絕大部分在極短時間內坍縮，形成中子星。

這個過程中會產生爆炸，靠外層的鐵核/氣體部分就被拋掉了。

所以中子星質量小於錢德拉塞卡極限是正常的。

中子星表面逃逸速度達到光速的一半，已經很接近黑洞了。相應的引力勢能會造成顯著的質量虧損，1.4個太陽質量的物質坍縮之後剩下的質量小於1.4個太陽質量。另外不排除形成的時候因為各種說不清楚的原因炸掉了一部分表面物質。

錢德拉塞卡極限是由白矮星的電子簡併狀態推導出的白矮星能穩定存在的質量上限，具體數字受其化學組成影響，並不是確定的值。對於常見的碳-氧白矮星，大約是1.44太陽質量。如果白矮星有伴星不斷提供原料使得其質量達到該極限，會引發失控的碳氧聚變將整顆星體炸毀。這也就是宇宙中的Ia型超新星。對於少數白矮星併合的例子，也是發生同樣的過程。

中子星是大質量恆星在演化末期發生核心坍縮型超新星爆發形成的。大質量恆星演化末期，內部形成洋蔥狀的結構，分層燃燒，核心處是無法再進行聚變的鐵逐漸堆積。這時的核心只能靠電子簡併壓力抵抗重力，實際上就相當於一顆鐵質白矮星。當鐵核增大到電子簡併壓力無法抵抗時會發生坍縮，並引發恆星的超新星爆炸，將恆星外層都炸飛，鐵質核心形成中子星。對於鐵質的「白矮星」，其錢德拉塞卡極限要小於1.44太陽質量。如果鐵核中有中子存在，相對來說電子更少，能提供的電子簡併壓力更小，在更小質量下就可以發生坍縮。實際上現在已經發現的脈衝星，很多都低於1.44太陽質量。比如2003年發現的唯一一例雙脈衝星PSR J0737-3039，兩顆脈衝星質量分別為1.34和1.25太陽質量。甚至有些輕的脈衝星質量比重的白矮星還要小。

平常所說的白矮星內還蘊藏著聚變能，超過錢德拉塞卡極限會爆發，不會變成中子星。中子星內部不存在什麼能源了，超過奧本海默極限會直接坍縮成黑洞。對於中子星以及更重的緻密星現在還沒有統一的認識，但是大概是這樣。

當然，以上所說的，都只是緻密星部分的質量，和恆星原來的質量無關。恆星演化到晚期會拋掉絕大部分質量，它們的殘骸-緻密星（白矮星、中子星和黑洞）的質量遠遠小於恆星原本的質量。

很正常啊，錢德拉塞卡極限指的是能形成中子星的恆星質量下限。但是恆星形成中子星的過程中先是會坍縮爆炸，噴出一部分鐵及其他重元素核，然後再用輻射形式去掉一部分質量。最後留下來得不到這個極限是可以理解的。
其實最令人激動的是為什麼這種「大碰撞」變成「小噗通」了。兩個固定質量密度天體以一定相對速度碰撞所產生的引力波能量模型怕是要修正修正了。