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[250]菲利普·安德森，1923年生于美国印第安纳波利斯，2020年卒于普林斯顿，美国理论物理学家。
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[251]谢尔登·格拉肖，1932年生于麻省布鲁克莱恩，美国理论物理学家。
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[252]阿卜杜勒·萨拉姆，1926年生于今天的巴基斯坦章市，1996年卒于英国牛津，巴基斯坦籍理论物理学家。
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[253]这一点很微妙，源自“规范对称性”，它是基本粒子分枝和跳跃规则的基础。（原书注）
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[254]他非常谦逊，并不愿意用这个名字来称呼它们。（原书注）
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[255]这里对希格斯粒子的作用有些夸大了。例如，质子和中子的大部分质量都不是由希格斯机制贡献的，见下文。又如，暗物质对星系形成至关重要，而目前没有证据表明，它的质量也是由这种希格斯粒子贡献的。
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[256]这是109电子伏特，约等于质子和中子的质量。
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[257]得名于詹姆斯·焦耳，1818年生于英国索尔福德，1889年卒于今天的特拉福德，英国物理学家、数学家和酿酒师。
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量子宇宙 结语：恒星之死
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当恒星死亡时，许多恒星最终会变成极其致密的核物质球，与电子的海洋混合在一起，被称为“白矮星”。这将是我们的太阳在50亿年后耗尽核燃料时的命运，也是银河系中95%以上恒星的命运。只需用纸笔和一点思考，就能计算出这些恒星的最大质量。于1930年第一次完成这项计算的是苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡，他使用量子理论和相对论做出了两项非常明确的预测。其一，不出意外会有白矮星这样的东西：一个因泡利不相容原理而抵抗住自身引力挤压的物质球。其二，如果把注意力从那张涂满整篇的理论草稿纸上移开，抬头凝视夜空，那么我们应该绝不会发现质量超过1.4倍太阳质量的白矮星。这些都是极其大胆的预测。
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今天，天文学者已经将约10000颗白矮星编入目录。大部分的质量在0.6倍太阳质量左右，而质量的最大纪录正好低于1.4倍太阳质量。“1.4”这个数字，是科学方法的胜利。它依赖于对核物理、量子物理和爱因斯坦狭义相对论的理解，是20世纪物理学交叉分枝的成果。要算出它，还需要在本书中曾遇到过的大自然的各基本常数。在本章结束时，你会了解到，最大质量是由这个比率
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所决定的。仔细看看我们刚刚写下的东西：它由普朗克常数、光速、牛顿引力常数和质子质量所决定。我们可以用基本常数的这个组合来预测一颗垂死恒星的质量上限，这是多么美妙。在比率中，出现了引力、相对论和作用量量子的三方组合；它称为普朗克质量，而代入数值后，它大约55微克，大致是一粒沙子的质量。所以，令人震惊的是，钱德拉塞卡质量是在对两种质量的沉思中得出的，一种是一粒沙的质量，另一种是一个质子的质量。从这样微小的数字中，出现了一个新的大自然的质量尺度：一颗垂死恒星的质量。
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关于钱德拉塞卡质量是如何得出的，笔者可以做一份宽广的概述，但我们想要做得更多一点：我们想要描述实际的计算，因为这才能真正让人脊背发凉。我们无法算出精确的数字（1.4倍太阳质量），但可以接近它，并看到专业物理学者如何使用一系列精心设计的逻辑步骤，在过程中引用人所皆知的物理学原理，得出深刻的结论。并不会有信仰之跃；相反，我们将保持头脑冷静，缓慢而不可阻挡地被引向最激动人心的结论。
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我们的出发点是：“恒星是什么？”一个非常近似的说法，可见宇宙是由氢和氦组成的，它们是大爆炸后最初几分钟内形成的最简单的两种元素。经过大约五亿年的膨胀，宇宙的温度已经足够低，气体云中密度稍高的区域可以在自身引力的作用下开始团聚成块。这些就是星系的种子，在其中较小的团块内，第一批恒星开始形成。
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这些第一批原恒星（proto-star）中的气体，随着自身的坍缩而变得愈来愈热。用过自行车打气筒的人都知道，压缩气体会使其变热。当气体温度达到100000摄氏度左右时，电子就不能再保持在氢和氦核的轨道上，原子就被撕裂，留下由裸原子核和核电子组成的热等离子体[258]（plasma）。炽热气体试图向外膨胀，抵抗进一步坍缩；但对于足够大的团块，引力会胜出。由于质子带正电荷，它们会互相排斥；但随着引力坍缩继续，温度不断升高，质子的运动速度会愈来愈快。最终，在几百万摄氏度的温度下，质子的运动速度足够快，足以使它们充分靠近，而弱相互作用开始发挥作用。这时，两个质子就可以发生反应；其中一个质子自发转变成中子，同时发射出一个正电子和一个中微子（和图11.3中描绘的完全一样）。摆脱了电排斥作用，质子和中子就能在强相互作用下结合，产生氘核。这个过程会释放出巨大的能量，因为就像氢分子的形成一样，把东西结合在一起会释放出能量[259]。
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以日常标准来看，一次核聚变释放的能量并不多。100万次质子-质子核聚变所产生的能量，大约相当于一只飞行蚊子的动能，或者一只100瓦灯泡在一纳秒内辐射的能量。但是，这在原子尺度上就是巨大的，并且请记住，我们是在讨论一团坍缩气体云的稠密核心，其中每立方厘米有约1026个质子。如果一立方厘米内的所有质子都融合成氘核，就会释放出1013焦耳的能量，足以为一座小镇供电一年。
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两个质子融合成一个氘核，是聚变大串联的开始。氘核本身也希望与第三个质子融合，造出轻量版氦核（称为氦-3），并释放出一个光子；而这些氦核结对，聚变生成一个普通版氦核（称为氦-4），并释放出两个质子。在每个阶段，聚变释放出愈来愈多的能量。而且，作为一个不错的衡量标准，在链式反应开始时就发射出来的正电子，也迅速与周围等离子体中的一个电子湮灭，生成一对光子。所有这些释放出来的能量，造就了一团由光子、电子与原子核构成的炽热气体，撑起了落向中心的物质，阻止了进一步的引力坍缩。这就是一颗恒星：核聚变在核心燃烧核燃料，这就产生了向外的压力，使恒星从引力坍缩中稳定了下来。
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当然，可供燃烧的氢燃料有限，最终会耗尽。如果不再有能量释放，就不再有向外的压力；引力再次主导变化，而恒星恢复了被推迟的坍缩。如果恒星质量足够大，恒星将加热到约1亿摄氏度左右的温度。在这个阶段，氢燃烧阶段产生的废物氦被点燃，聚变产生碳核氧，引力坍缩再次暂时停止。
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但如果恒星质量不足以启动氦聚变会怎么样？对于质量小于太阳质量一半的恒星就会如此；对于它们，会发生一些非常戏剧性的事情。恒星在收缩过程中被加热，但在核心到达1亿摄氏度之前，有其他东西阻止了坍缩。这个东西就是电子由于受泡利不相容原理的控制而施加的压力。前面学到，泡利原理对理解原子如何保持稳定至关重要，它是物质特性的基础。这里是它的另一重功效：泡利原理解释了致密星的存在，尽管它们不再燃烧任何核燃料。这是怎么做到的呢？
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随着恒星被压扁，其中的电子也被限制在更小的体积内。可以用恒星内电子的动量p和与之关联的德布罗意波长h/p来表示它。具体来说，这个粒子只能用一个至少与其波长一样大的波包来描述[260]。这意味着，当恒星密度足够大时，电子一定是相互重叠的，即我们不能想象它们是由孤立的波包所描述。这又意味着量子力学效应，特别是泡利原理，对于描述电子非常重要。具体来说，它们被紧密挤压在一起，以至于两个电子试图占据同一空间区域；由泡利原理可知，它们会抵抗这一点。因此，在垂死的恒星中，电子希望相互避开，这可以提供一种抵抗进一步引力坍缩的刚性。
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这是最轻恒星的命运，而像太阳这样的恒星呢？在几段之前我们描述过，它们会将氦烧成碳和氧。但当它们的氦也耗尽时会怎么样呢？它们也得在自身引力作用下开始坍缩，这意味着电子会被挤压到一起。就像较轻的恒星一样，泡利原理最终会发挥作用，阻止坍缩。但是，对于质量极大的恒星来说，即使泡利不相容原理也有其局限性。随着恒星坍缩，电子被挤压得愈来愈近，因此恒星核心被加热，电子运动得更快。当恒星质量足够大时，电子的运动速度极快，接近光速，这时就会出现新的情况。当电子接近光速时，它们能施加的抵抗引力的压力就会减小，以至于无法抵抗。它们不再能战胜引力并阻止坍缩。我们在这一章的任务就是计算这种情况会在何时发生，并且已经给出了重点。对于质量大于1.4倍太阳质量的恒星，电子输了，引力获胜。
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