Limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff
Limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff ( TOV ) este o limită suplimentară pentru masa stelelor compuse din materie degenerată (cum ar fi o stea neutronică ). Este analog cu limita Chandrasekhar pentru piticii albi .
Originea ideii
Limita a fost calculată de Robert Oppenheimer și George Michael Volkoff în 1939 , folosind opera lui Richard Chace Tolman . Oppenheimer și Volkoff au presupus că neutronii dintr-o stea de neutroni formează un gaz Fermi rece și degenerat. Acest lucru duce la o masă limitativă de aproximativ 0,7 mase solare . [1] , [2] Evaluări mai recente aduc limita între aproximativ 1,5 și 3,0 mase solare. [3] Incertitudinea valorii reflectă faptul că ecuațiile de stare pentru materia extrem de densă nu sunt bine cunoscute.
Într-o stea de neutroni care este mai ușoară decât limita, greutatea sa este susținută de interacțiunea neutron-neutron repulsivă cu rază scurtă de acțiune mediată de forța puternică și, de asemenea, de presiunea datorată degenerării cu neutroni cuantici. Dacă o stea de neutroni este mai grea decât limita, aceasta se va prăbuși într-o formă mai densă. Ar putea forma o gaură neagră sau poate schimba compoziția și ar putea fi susținută într-un alt mod (de exemplu, de presiunea de degenerare a quarkurilor , dacă ar deveni o stea a quarkului ). Deoarece proprietățile formelor ipotetice exotice ale materiei degenerate sunt chiar mai puțin cunoscute decât cele ale materiei degenerate de neutroni, majoritatea astrofizicienilor presupun, în absența dovezilor contrare, că o stea de neutroni peste limită se va prăbuși direct într-o gaură neagră.
O gaură neagră formată din prăbușirea unei singure stele trebuie să aibă o masă care depășește limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Teoria prezice că, din cauza pierderii de masă în timpul evoluției stelare , o gaură neagră formată dintr-o stea izolată de metalicitate solară nu poate avea o masă mai mare de aproximativ 10 mase solare . [4] , Figura 21. Pe baza datelor observaționale, cum ar fi masa lor mare, luminozitatea scăzută și spectrele de raze X, un număr de obiecte masive din binarele de raze X sunt considerate a fi găuri negre stelare. Se crede că aceste găuri negre potențiale au mase cuprinse între 3 și 20 de mase solare . [5] [6]
Notă
- ^(EN) Soluții statice ale ecuațiilor de câmp ale lui Einstein pentru sfere de fluid , Richard C. Tolman, Physical Review 55, # 374 (15 februarie 1939 ), pp. 364–373.
- ^(EN) On Massive Neutron Cores , J. Robert Oppenheimer și GM Volkoff, Physical Review 55, # 374 (15 februarie 1939), pp. 374–381.
- ^(EN) I. Bombaci, Masa maximă a unei stele de neutroni în astronomie și astrofizică, vol. 305, 1996, pp. 871–877.
- ^(EN) Evoluția și explozia stelelor masive , SE Woosley, A. Heger și TA Weaver, Reviews of Modern Physics 74, # 4 (octombrie 2002), pp. 1015-1071.
- ^(EN) Black Hole Binaries , Jeffrey E. McClintock și Ronald A. Remillard, arXiv: astro-ph / 0306213v4.
- ^ Dovezi observaționale pentru găurile negre cu masă stelară , Jorge Casares, arXiv: astro-ph / 0612312v1.
