与此同时。

话筒对面的杨振宁亦是陷入了长久的沉默。

见此情形。

徐云很是理解的叹了口气。

当年的奥本海默虽然和沃尔科夫搞出了tov极限，但他们估计的中子星质量上限只有太阳的0.7倍左右。

而实际上根据后世的观测结果显示，他们所用的状态方程对中子星而言并不理想，出入偏差是很大的。

因为

中子星的结构远远没有那么简单，甚至比徐云向杨振宁介绍的都要复杂很多倍。

就像地球外有一层大气一样，中子星最外层也有一层很薄的“大气“。

它主要是由一些轻核，比如氢核，氦核，碳核组成。

然后往内走就是中子星的外壳层，它们密度横跨七个数量级，主要由处于化学平衡的质子，中子和电子（注意到电子开始出现，并将提供巨大的费米压强，这将决定了随着密度增大中子星成分的变化）组成。

更确切的说。

外壳层的顶端还是由原子核和电子组成，不过随着深度的增加，密度不断增大，电子费米能也不断增大，从而更大电荷数的核也不断增加。

从最表面的铁56核，一直到元素周期表的尽头——铁核是核素图上单位核子束缚能最大的核，但是随着密度增大，它不足以提供足够的库伦能约束电子

最终，由核对称能来和电子的费米能竞争。

再往里面走是中子星的内壳层，原子核中过大的中子占比将造成核的不稳定，

它们会相互配对，形成超流相的中子气来试图降低能量。

接下来是中子星的外核了，这是中子星绝大部分的质量来源和半径所覆盖的区域，核物理中的对称能在此决定了其中可能的组分。

这个壳层的密度达到了核物质密度，形成了紧致的均匀中子系统——