Equazione di Tolman-Oppenheimer-Volkoff: differenze tra le versioni

In [[astrofisica]], l''''equazione di Tolman-Oppenheimer-Volkoff''' '''(TOV)''' costringe la struttura di un corpo sfericamente simmetrico di materia isotropica, dove è in equilibrio statico gravitazionale, ad essere costuito sul modello della [[relatività generale]]. L'equazione <ref name="ov">{{En}}[http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p374_1 On Massive Neutron Cores], J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, ''Physical Review'' '''55''', #374 ([[February 15]], [[1939]]), pp. 374&ndash;381374–381.</ref>^,&nbsp;(10) è

[[Richard Chace Tolman|Tolman]] analizzò la metrica sfericamente simmetrica nel 1934 e 1939. <ref>{{En}}[http://www.pnas.org/cgi/reprint/20/3/169 Effect of Inhomogeneity on Cosmological Models], Richard C. Tolman, ''Proceedings of the National Academy of Sciences'' '''20''', #3 ([[March 15]], [[1934]]), pp. 169&ndash;176169–176.</ref>^,<ref>[http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p364_1 Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid], Richard C. Tolman, ''Physical Review'' '''55''', #374 ([[February 15]], [[1939]]), pp. 364&ndash;373364–373.</ref> La forma dell'equazione qui data fu derivata da [[Robert Oppenheimer|Oppenheimer]] e [[George Michael Volkoff|Volkoff]] in un loro documento del 1939, "On Massive Neutron Cores" <ref name="ov" />. In questo documento, l'equazione di stato per un [[gas di Fermi]] degenerato in neutroni fu utilizzata per calcolare un limite superiore a ~0.7 [[massa solare|masse solari]] per la massa gravitazionale di una [[stella di neutroni]]. Poiché questa equazione di stato non è realistica per una stella di neutroni, questa massa limitante è ugualmente erronea. Valutazioni moderne per questo limite pongono un valore che va da 1.5 a 3.0 masse solari. <ref>{{En}}[http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A...305..871B The maximum mass of a neutron star], I. Bombaci, ''Astronomy and Astrophysics'' '''305''' (January 1996), pp. 871&ndash;877871–877.</ref>