1. Neutronendegeneratiedruk:Neutronensterren worden ondersteund tegen zwaartekrachtinstorting door neutronendegeneratiedruk. Deze druk komt voort uit het Pauli-uitsluitingsprincipe, dat verhindert dat neutronen dezelfde kwantumtoestand innemen. Naarmate de massa van de neutronenster toeneemt, wordt de neutronendegeneratiedruk minder effectief in het weerstaan ​​van zwaartekrachtinstorting.

2. Algemene relativiteitseffecten:Naarmate de massa van een neutronenster toeneemt, worden de algemene relativistische effecten belangrijker. Deze effecten, zoals tijddilatatie door de zwaartekracht en het slepen van frames, veranderen de structuur en stabiliteit van de ster. Bij een voldoende hoge massa kunnen algemene relativistische effecten ervoor zorgen dat de neutronenster onstabiel wordt en onder zijn zwaartekracht instort.

3. Chandrasekhar-massa:De Chandrasekhar-massa is de maximale massa die een witte dwerg kan ondersteunen tegen zwaartekrachtinstorting door elektronendegeneratiedruk. Wanneer een witte dwerg deze massa overschrijdt, ondergaat hij een zwaartekrachtinstorting en vormt hij een neutronenster. De Chandrasekhar-massa is ongeveer 1,4 maal de massa van onze zon.

4. Maximale massa van neutronensterren:Theoretische berekeningen en waarnemingen suggereren dat er een bovengrens bestaat voor de massa van neutronensterren. Deze bovenste massalimiet wordt geschat op ongeveer 2-3 keer de massa van onze zon. Er wordt aangenomen dat neutronensterren die deze massa overschrijden, door de overweldigende zwaartekracht instorten tot zwarte gaten.

De exacte waarde van de bovenste massalimiet voor neutronensterren is nog steeds een onderwerp van onderzoek en debat in de astrofysica. Waarnemingen van neutronensterren en theoretische modellen helpen ons begrip van hun structuur en stabiliteit te verfijnen en bieden inzicht in de aard van deze fascinerende objecten en de grenzen die worden opgelegd door de fundamentele wetten van de natuurkunde.