Limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff: differenze tra le versioni
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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. 364–373.</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 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. |
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. 364–373.</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 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. |
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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. |
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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. 1015–1071.</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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Versione delle 13:36, 10 mag 2009
Il limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) è un limite ulteriore per la massa di stelle composte di materia degenerata in neutroni (stella di neutroni). È analogo al limite di Chandrasekhar per le nane bianche.
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 masse solari. [1], [2] Valutazioni Moderne indicano approssimativamente da 1.5 a 3.0 masse solari. [3] L'incertezza nel valore riflette il fatto che le equazioni di stato per la 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 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 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 masse solari. [4], Figure 21. Secondo l'osservazione, a causa della loro grande massa, relativa debolezza e spettri a raggi X, un numero di oggetti massivi nelle 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 masse solari. [5] [6]
Voci correlate
Note
- ^ (EN) Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid, Richard C. Tolman, Physical Review 55, #374 (February 15, 1939), pp. 364–373.
- ^ (EN) On Massive Neutron Cores, J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, Physical Review 55, #374 (February 15, 1939), pp. 374–381.
- ^ (EN) I. Bombaci, The maximum mass of a neutron star, in Astronomy and Astrophysics, vol. 305, 1996, pp. 871–877.
- ^ (EN) 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.
- ^ (EN) Black Hole Binaries, Jeffrey E. McClintock and Ronald A. Remillard, arXiv:astro-ph/0306213v4.
- ^ Observational evidence for stellar-mass black holes, Jorge Casares, arXiv:astro-ph/0612312v1.
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