Differenze tra le versioni di "Limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff"

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Il '''limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff''' ('''TOV''') è un limite ulteriore per la massa di stelle composte di [[materia degenere]] (come una [[stella di neutroni]]). È analogo al [[limite di Chandrasekhar]] per le [[nana bianca|nane bianche]].
 
==Origine dell'idea==
Il limite fu calcolato da [[Julius Robert Oppenheimer]] e [[George Michael Volkoff]] nel [[1939]], usando il lavoro di [[Richard Chace Tolman]]. Oppenheimer e Volkoff presumevanopartirono dall'assunzione che i neutroni in una stella di neutroni formasero un freddo, [[gas di Fermi]] degeneratofreddo e degenere. Questo porta ad una massa limitantelimite approssimativamente di 0,7 [[massa solare|masse solari]]. <ref>{{En}}[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. 364–373.</ref><sup>,</sup> <ref>{{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. 374–381.</ref> Valutazioni Modernepiù indicanorecenti portano il limite approssimativamente datra 1,5 ae 3,0 masse solari. <ref>{{En}}{{cite journal | last = Bombaci | first = I. | title=The maximum mass of a neutron star | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1996 | volume=305 | pages=871–877 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A...305..871B }}</ref> L'incertezza nel valore riflette il fatto che le [[equazioni di stato]] per la [[materia QCDdi quark|materia estremamente densa]] non sono ben conosciute.
 
In una stella di neutroni più leggera del limite, il suo peso viene sostenuto dall'interazione repulsiva neutrone-neutrone a corto raggio mediata dalla forte forza forte e anche dalla pressione dovuta alla degenerazione quantistica di neutroni. Se una stella di neutroni è più pesante del limite, essa collosseràcollasserà in qualche forma più densa. Potrebbe formare un [[buco nero]], o cambiare composizione ed essere sostenuta in qualche altro modo (per esempio, dalla [[materia degenerata#degenerazione di quarkdegenere|pressione di degenerazione didei quark]] se diventasse una [[stella di quark]]). Poichè Ale causaproprietà delle proprietà di diverse ipotetiche forme esotiche di [[materia degenere]], che sono ancheconosciute ancora più scarsamente conosciute di quelle della materia degeneratadegenere indi 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.
 
Un [[buco nero stellare|buco nero formato dal collasso di una singola stella]] deve avere massa eccedente il limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff. La teoria predice che a causa della [[perdita di massa]] durante unl' [[evoluzione stellare]], un buco nero formatoformatosi da un stella isolata di [[metallicità]] solare non possa avere una massa approssimativamentesuperiore nona più dicirca 10 [[massa solare|masse solari]]. <ref name="evo2">{{En}}[http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W The evolution and explosion of massive stars], S. E. Woosley, A. Heger, and T. A. Weaver, ''Reviews of Modern Physics'' '''74''', #4 (October 2002), pp. 1015–1071.</ref><sup>, Figura 21.</sup> In Secondobase l'osservazione,a adati osservativi causacome dellala loro grande massa, relativala debolezzadebole luminosità e gli spettri a raggi X, si pensa che un certo numero di oggetti massivi nelle [[stella binaria a raggi X|binarie a raggi X]] si pensa siano buchi neri stellari. QuestiSi buchiritiene neriche candidatiquesti sonopotenziali valutatibuchi inneri base aabbiano masse che oscillano tra le 3 e 20 [[massa solare|masse solari]]. <ref>{{En}}[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003astro.ph..6213M Black Hole Binaries], Jeffrey E. McClintock and Ronald A. Remillard, arXiv:astro-ph/0306213v4.</ref> <ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2006astro.ph.12312C Observational evidence for stellar-mass black holes], Jorge Casares, arXiv:astro-ph/0612312v1.</ref>
 
==Voci correlate==