大多數已知的中子星質量介於1.4到2.0個太陽質量之間，上限是合理的，因為超過約2個太陽質量，中子星會塌縮成為黑洞，而下限也可以理解，中子星之所以能夠抵抗引力塌縮，依賴的是中子間的簡併壓力，而白矮星則依賴電子簡併壓力來對抗重力。1930年，錢卓首次發現白矮星的質量只能達到現在所稱的「錢卓極限」（Chandrasekhar Limit），約為1.4倍太陽質量。因此，通常會認為中子星的質量至少要達到這個值，否則就會停留在白矮星的階段，但這並不完全正確。
圖說：藝術家繪製想像中的中子星
在簡單的靜力塌縮情況下，質量低於1.4個太陽質量的天體會保持為白矮星。然而，質量較大的恆星並非僅僅耗盡燃料後塌縮，而是經歷超新星爆炸的劇烈事件。如果這種爆炸迅速壓縮核心，那麼核心的確有可能形成質量低於1.4個太陽質量的中子物質，問題在於能不能夠穩定維持，這取決於中子物質如何保持結構穩定，其性質由「狀態方程」來描述。核心中子物質的行為由Tolman–Oppenheimer–Volkoff方程式（可簡稱為TOV方程式）支配，這是一個基於特定假設引數的複雜相對論方程，根據目前最佳的觀測資料，TOV方程的設定了中子星的質量上限為2.17個太陽質量，下限約為1.1個太陽質量。若將引數調整到觀測允許的最極端值，下限甚至可以降到0.4個太陽質量，在實務上如果能觀測到這些低質量的中子星，將進一步約束TOV引數並改善我們對中子星的理解。
一篇新的研究分析了Virgo和進階LIGO重力波天文臺第三次觀測執行的資料，雖然大多數觀測到的事件是黑洞之間的合併，但這些儀器也能捕捉中子星與中子星或中子星與黑洞伴星之間的合併。然而，這些較小質量合併事件的訊號強度非常微弱，因此需要預先了解要尋找的訊號型別才能檢測到它們。對於中子星合併來說，特點在於中子星對潮汐變形非常敏感，這些變形會改變合併訊號的「啁啾」，而中子星越小，變形越大。
研究團隊模擬了質量低於白矮星的中子星在合併時的潮汐變形，並計算這些變形影響觀測到的「啁啾」訊號。隨後，他們在第三次觀測執行的資料中尋找這類訊號。雖然研究團隊仍未找到小質量中子星的證據，但他們對此類合併的假設發生率設定了上限：涉及質量不超過0.7倍太陽的中子星的可觀測合併事件每年最多不超過2,000次。在未來幾十年裡，隨著重力波天文臺靈敏度的提升，我們要麼會發現這些低質量中子星，或是直接證明它們根本不存在，該論文已提交至專業期刊，現可於預印本網站上下載。（編譯／許晉翊）
資料來源：Universe Today
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