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

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(Nuova pagina: {{S|atronomia|fisica}} Il '''limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff''' ('''TOV''') è un limite ulteriore per la massa di stelle composte di [[Materia_degenerata#Degenerazio…)
 
 
Il limite fu calcolato da [[Julius Robert Oppenheimer]] e [[George Michael Volkoff]] nel [[1939]], usando il lavoro di [[Richard Chace Tolman]]. Oppenheimer e Volkoff presumevano che i neutroni in una stella di neutroni formasero un freddo, [[gas di Fermi]] degenerato . Questo porta ad una massa limitante 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&ndash;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&ndash;381.</ref> Valutazioni Moderne indicano approssimativamente da 1.5 a 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 QCD|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 e anche dalla pressione dovuta alla degenerazione quantistica di neutroni. Se una stella di neutroni è più pesante del limite, essa collosserà 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 quark|pressione di degenerazione di quark]] se diventasse una [[stella di quark]]). A causa delle proprietà di diverse ipotetiche forme esotiche di [[materia degenerata]], che sono anche più scarsamente conosciute di quelle della materia degenerata in 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 du una singola stella]] deve avere massa eccedente il limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff. La teoria predice che a causa della [[perdita di massa]] durante un [[evoluzione stellare]], un buco nero formato da un stella isolata di [[metallicità solare]] possa avere massa approssimativamente non più di 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&ndash;1071.</ref><sup>, Figure 21.</sup> Secondo l'osservazione, a causa della loro grande massa, relativa debolezza e spettri a raggi X, un numero di oggetti massivi nelle [[stella binaria a raggi X|binarie a raggi X]] si pensa siano buchi neri stellari. Questi buchi neri candidati sono valutati in base a 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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