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==Equazione==
L'equazione è la seguente: <ref name="ov">J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, [httphttps://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p374_1 On Massive Neutron Cores], ''Physical Review'' '''55''', #374 (February 15, 1939), pp. 374–381.</ref>
:<math>\frac{dP(r)}{dr}=-\frac{G}{r^2}\left[\rho(r)+\frac{P(r)}{c^2}\right]\left[M(r)+4\pi r^3 \frac{P(r)}{c^2}\right]\left[1-\frac{2GM(r)}{c^2r}\right]^{-1} \ .</math>
== Sviluppo storico dell'idea ==
[[Richard Chace Tolman|Tolman]] analizzò le metriche sfericamente simmetriche nel 1934 e 1939. <ref>Richard C. Tolman, [http://www.pnas.org/cgi/reprint/20/3/169 Effect of Inhomogeneity on Cosmological Models], ''Proceedings of the National Academy of Sciences'' '''20''', #3 (March 15, 1934), pp. 169–176.</ref><sup>,</sup><ref>Richard C. Tolman, [httphttps://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p364_1 Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid], ''Physical Review'' '''55''', #374 (February 15, [[1939]]), pp. 364–373.</ref> La forma dell'equazione qui data fu derivata da [[Robert Oppenheimer|Oppenheimer]] e [[George Michael Volkoff|Volkoff]] in una loro pubblicazione del 1939, "On Massive Neutron Cores" <ref name="ov" />. In questo lavoro l'equazione di stato per un [[gas di Fermi]] degenere costituito da neutroni, fu utilizzata per calcolare in ~0,7 [[massa solare|masse solari]] il limite superiore per la massa gravitazionale di una [[stella di neutroni]]. Poiché questa equazione di stato non è realistica per una stella di neutroni, anche il valore ottenuto per la massa limite è affetto dallo stesso errore. Valutazioni più recenti per questo limite oscillano tra 1,5 e 3,0 masse solari. <ref>I. Bombaci, [http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A...305..871B The maximum mass of a neutron star], ''Astronomy and Astrophysics'' '''305''' (January 1996), pp. 871–877.</ref>
== Note ==
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