Limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff: differenze tra le versioni
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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]]).
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>
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