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奧本海默極限

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托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限（TOV極限）即是中子星的質量上限，類似於白矮星質量上限的錢德拉塞卡極限。羅伯特·奧本海默和喬治·沃爾科夫得到的中子星質量上限約為0.7倍太陽質量，這在現今看來應該是錯誤的，當今的結果在1.5至3倍太陽質量之間[1]。對於質量小於此極限的中子星，支持星體的內部壓力來自中子與中子之間的強相互作用以及中子本身的量子簡併壓力；而對於質量大於此極限的中子星會在自身引力的作用下崩潰，從而坍縮為一個黑洞，理論上在其他途徑的內部壓力支持下還可能成為其他形式的星體（例如在夸克簡併壓力的支持下坍縮為夸克星）。但由於對這些理論上的夸克簡併物質了解相對中子簡併物質更少，一般天體物理學家相信，除非有實際觀測的反例證實，中子星在超過這一極限時都會直接坍縮為黑洞。

一個由恆星坍縮成的黑洞必須具有大於托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限的質量。理論預言由於恆星演化中的質量損失，一個具有太陽那樣金屬量的孤立恆星坍縮而成的黑洞應該具有不超過10倍左右的太陽質量[2]。在錢德拉X射線天文台的實驗觀測中，有相當數量的X射線雙星由於它們的巨大質量、較低的亮度以及X射線光譜被認為是恆星質量黑洞，它們的質量據估計在3倍至20倍太陽質量之間[3][4] 。

參見

參考文獻

  1. ^ Bombaci, I. The maximum mass of a neutron star. Astronomy and Astrophysics. 1996, 305: 871–877 [2020-09-11]. （原始內容存檔於2019-03-30）. 
  2. ^ The evolution and explosion of massive stars （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, S. E. Woosley, A. Heger, and T. A. Weaver, Reviews of Modern Physics 74, #4 (October 2002), pp. 1015–1071.
  3. ^ Black Hole Binaries, Jeffrey E. McClintock and Ronald A. Remillard, arXiv:astro-ph/0306213v4.
  4. ^ Observational evidence for stellar-mass black holes, Jorge Casares, arXiv:astro-ph/0612312v1.
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