Limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff: differenze tra le versioni
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==Origine dell'idea==
Il limite fu calcolato da [[Robert Oppenheimer]] e [[George Michael Volkoff]] nel [[1939]], usando il lavoro di [[Richard Chace Tolman]]. Oppenheimer e Volkoff partirono dall'assunzione che i neutroni in una stella di neutroni formassero un [[gas di Fermi]] freddo e degenere. Questo porta ad una massa limite approssimativamente di 0,7 [[massa solare|masse solari]].<ref>{{En}}[
In una stella di neutroni più leggera del limite, il suo peso viene sostenuto dall'interazione repulsiva neutrone-neutrone a corto raggio mediata dalla [[forza forte]] e anche dalla pressione dovuta alla degenerazione quantistica di neutroni. Se una stella di neutroni è più pesante del limite, essa collasserà in qualche forma più densa. Potrebbe formare un [[buco nero]], o cambiare composizione ed essere sostenuta in qualche altro modo (per esempio, dalla [[materia degenere|pressione di degenerazione dei quark]], se diventasse una [[stella di quark]]). Poiché le proprietà delle ipotetiche [[Materia esotica|forme esotiche]] di materia degenere sono conosciute ancora più scarsamente di quelle della materia degenere di neutroni, la maggior parte degli astrofisici presume, in mancanza di un'evidenza contraria, che una stella di neutroni sopra il limite collassi direttamente in un buco nero.
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