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

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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 formasero un [[gas di Fermi]] freddo e degenere. Questo porta ad una massa limite 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 più recenti portano il limite approssimativamente tra 1,5 e 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 di 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 [[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]]). Poichè le proprietà delle ipotetiche 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.
 
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 l' [[evoluzione stellare]], un buco nero formatosi da un stella isolata di [[metallicità]] solare non possa avere una massa superiore a circa 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 base a dati osservativi come la loro grande massa, la debole 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]] siano buchi neri stellari. Si ritiene che questi potenziali buchi neri abbiano 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>