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P=κ’ρ4/3
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其中κ’∝hc×［Z/(Amp)］4/3。和笔者说的一样，压强随密度增加的增长，比非相对论性情形要慢。具体来说，密度的增长指数是4/3，而不是5/3。变化较慢的原因，可以追溯到电子不能以超光速运动的事实。这意味着，我们用于计算压强的“通量”（flux）因子nv，在nc处达到饱和；气体无法以足够的速率将电子送给镜面（或者小立方体表面），以维持ρ5/3的关系。
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我们现在可以来探究这一变化的意义，因为可以通过与非相对论性情形相同的论证来导出与(5)式相应的关系：
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κ’M4/3∝GM2
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这是一个非常重要的结果，因为与(5)式不同，它完全不依赖于恒星的半径。这个方程告诉我们，这种挤满了光速电子的恒星，其质量只能有一个非常特殊的值。将上一段中的κ’代入，我们得到的预言是：
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这个结果正是笔者在本章一开始就宣传过的、白矮星可能具有的最大质量。我们已经非常接近于重现钱德拉塞卡的结果了。剩下要理解的部分就是，这个特殊的值为何是可能的最大质量。
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我们已经知道，对于质量不太大的白矮星，其半径不会太小，电子不被过度挤压。因此这些电子的量子抖动不会过大，其速度与光速相比也很小。对于这些恒星，我们已经看到，其质量-半径关系是稳定的，形式为RM1/3=常数。现在想象一下，给恒星增加质量。质量-半径关系告诉我们，恒星会收缩，因此电子被压缩得更厉害，而抖动得更快。再增添更多的质量，恒星就会收缩得更多。因此，增加质量会使电子速度增加，直到最后，它们的速度与光速相当。同时，压强将从P∝ρ5/3缓慢变成P∝ρ4/3；而对于后者，恒星只在一个特定的质量上稳定。如果质量增加得超过了这个特定值，那么κ’M4/3∝GM2的正比符号右侧就会变得比左侧更大，方程就不相等了。这意味着电子压力（位于方程左侧）不足以平衡向内拉的引力（位于右侧），而恒星必然坍缩。
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如果更仔细地处理电子动量，并花费心思用高等数学来计算出缺失的数字（对于个人电脑又是一项小任务），我们就能对白矮星的最大质量做出精确的预测。这就是：
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其中用太阳质量（M⊙）来重新表达了那捆物理常数。顺便注意一下，那些我们没做的所有的额外艰苦工作，仅仅给出了一个比例系数，值是0.2。这个式子给出了我们所追寻的钱德拉塞卡极限：对于Z/A=1/2，这是1.4个太阳质量。
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这里真的是我们旅程的终点了。本章的计算，在数学要求上比本书其余部分要高；但在笔者看来，它是现代物理学威力的最壮美的展示之一。可以确定，这不是一件“有用”的事，但一定是人类一次伟大的凯旋。我们利用相对论、量子力学和缜密的数学推理正确地计算出不相容原理与引力对抗所能支撑起的物质球的最大尺寸。这意味着科学是对的；量子力学看起来无论有多奇怪，都是描述真实世界的一套理论。而在这里结束还不错。
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[258]又称电浆。
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[259]较轻的原子核聚变会放出能量，而较重的原子核聚变会吸收能量。
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[260]回忆第五章中，动量确定的粒子其实是由一列无穷长的波来描述；如果允许波长有一定的展宽，就可以开始局域化粒子。但这只能走到这一步；谈论具有确定波长并局域至比这个波长还小的尺度内的粒子是没有意义的。（原书注）
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[261]列夫·朗道，1908年生于今天的阿塞拜疆巴库，1968年卒于今天的俄罗斯莫斯科，苏联理论物理学家。下面引用的论文以英文发表于1932年《苏联物理学期刊》第1卷第285页。
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[262]詹姆斯·查德威克，1891年生于英国波林顿，1974年卒于剑桥，英国物理学家。
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[263]沃尔特·巴德，1893年生于今属德国北莱茵—威斯特伐利亚州的施勒廷豪森，1960年卒于哥廷根，德国籍天文学家。
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[264]弗里茨·兹威基，1898年生于今天的保加利亚瓦尔纳，1974年卒于美国加州帕萨迪纳，瑞士籍天文学家。下面引用的论文发表于1933年的《物理学评论》第46卷第76页。
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[265]是一种剧烈及明亮的恒星爆炸，发生于大质量恒星的演化末期，或发生失控核反应的白矮星或中子星。
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[266]安东尼·休伊士，1924年生于英国弗维宜，英国射电天文学家。
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[267]塞缪尔·奥科耶，1939年生于今天的尼日利亚阿比亚州乌穆阿希亚，2009年卒于英国伦敦，尼日利亚籍英籍射电天文学家。下面引用的是发表于1965年《自然》期刊第207卷第59页的论文。
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[268]约瑟夫·什克洛夫斯基，1916年生于今天的乌克兰格卢霍夫，1985年卒于今天的俄罗斯莫斯科，苏联天文学家和天体物理学家。他的相关论文于1967年发表在《天体物理学期刊》第148卷第L1页。
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[269]约瑟琳·贝尔，1943年生于北爱尔兰鲁根，英国天体物理学家。她和休伊士等人的相关论文于1968年发表于《自然》期刊第217卷第709页。
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