This HTML5 document contains 235 embedded RDF statements represented using HTML+Microdata notation.

The embedded RDF content will be recognized by any processor of HTML5 Microdata.

Namespace Prefixes

PrefixIRI
dbthttp://dbpedia.org/resource/Template:
n16http://bn.dbpedia.org/resource/
dbpedia-svhttp://sv.dbpedia.org/resource/
wikipedia-enhttp://en.wikipedia.org/wiki/
n37http://tt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fihttp://fi.dbpedia.org/resource/
dbrhttp://dbpedia.org/resource/
dbpedia-arhttp://ar.dbpedia.org/resource/
dbpedia-hehttp://he.dbpedia.org/resource/
dbpedia-frhttp://fr.dbpedia.org/resource/
dctermshttp://purl.org/dc/terms/
rdfshttp://www.w3.org/2000/01/rdf-schema#
dbpedia-cshttp://cs.dbpedia.org/resource/
rdfhttp://www.w3.org/1999/02/22-rdf-syntax-ns#
dbphttp://dbpedia.org/property/
dbpedia-euhttp://eu.dbpedia.org/resource/
xsdhhttp://www.w3.org/2001/XMLSchema#
dbpedia-ukhttp://uk.dbpedia.org/resource/
dbpedia-idhttp://id.dbpedia.org/resource/
dbohttp://dbpedia.org/ontology/
dbpedia-vihttp://vi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-pthttp://pt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-jahttp://ja.dbpedia.org/resource/
dbchttp://dbpedia.org/resource/Category:
dbpedia-dehttp://de.dbpedia.org/resource/
dbpedia-plhttp://pl.dbpedia.org/resource/
yagohttp://dbpedia.org/class/yago/
dbpedia-ruhttp://ru.dbpedia.org/resource/
wikidatahttp://www.wikidata.org/entity/
dbpedia-nlhttp://nl.dbpedia.org/resource/
n12http://mg.dbpedia.org/resource/
n39https://global.dbpedia.org/id/
dbpedia-ithttp://it.dbpedia.org/resource/
dbpedia-cahttp://ca.dbpedia.org/resource/
provhttp://www.w3.org/ns/prov#
n33http://dbpedia.org/resource/PSR_B1259−63/
foafhttp://xmlns.com/foaf/0.1/
dbpedia-zhhttp://zh.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kohttp://ko.dbpedia.org/resource/
dbpedia-behttp://be.dbpedia.org/resource/
dbpedia-trhttp://tr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fahttp://fa.dbpedia.org/resource/
dbpedia-eshttp://es.dbpedia.org/resource/
freebasehttp://rdf.freebase.com/ns/
owlhttp://www.w3.org/2002/07/owl#

Statements

Subject Item
dbr:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_limit
rdf:type
yago:BlackHole109223177 yago:Region108630039 yago:PhysicalEntity100001930 yago:WikicatBlackHoles owl:Thing yago:Location100027167 yago:YagoGeoEntity yago:YagoLegalActorGeo yago:YagoPermanentlyLocatedEntity yago:Object100002684
rdfs:label
Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff Межа Оппенгеймера — Волкова Tolmanova–Oppenheimerova–Volkoffova mez Oppenheimer-Volkofflimiet حد كتلة توف Limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff Limite d'Oppenheimer-Volkoff Предел Оппенгеймера — Волкова Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit Batas Tolman–Oppenheimer–Volkoff Granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界 Tolman–Oppenheimer–Volkoff-massa 歐本海默極限 Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze Tolman-Oppenheimer-Volkoffen muga Límit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff 톨만-오펜하이머-볼코프 한계
rdfs:comment
The Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit (or TOV limit) is an upper bound to the mass of cold, nonrotating neutron stars, analogous to the Chandrasekhar limit for white dwarf stars. If the mass of the said star reaches the limit it will collapse to a denser form. Theoretical work in 1996 placed the limit at approximately 1.5 to 3.0 solar masses, corresponding to an original stellar mass of 15 to 20 solar masses; additional work in the same year gave a more precise range of 2.2 to 2.9 solar masses. In the case of a rigidly spinning neutron star, the mass limit is thought to increase by up to 18–20%. Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez je horní hranice pro hmotnost, kterou může mít těleso složené z (tedy neutronová hvězda). Jde o analogii Chandrasekharovy meze, která určuje maximální hmotu tělesa složeného z (tedy pro bílého trpaslíka). Předpokládá se, že hodnota Tolmanovy-Oppenheimerovy-Volkoffovy meze je 3 až 5 slunečních hmotností. Tato nejistota má původ především ve faktu, že stavová rovnice neutronového degenerovaného plynu není známa dostatečně přesně — přesné řešení není známo a numerická simulace je obtížná. Batas Tolman–Oppenheimer–Volkoff (Batas TOV) adalah batas massa di atas bintang neutron di mana materi dapat yang mengarah pada pembentukan lubang hitam. Ini adalah analog dari batas Chandrasekhar untuk katai putih. Seperti batas Chandrasekhar, ia mengasumsikan tidak adanya rotasi (dan mungkin tidak ada medan magnet); rotasi secara masuk akal memungkinkan bintang neutron bermassa lebih tinggi. Pengamatan GW170817 pada tahun 2017, di mana diperkirakan dua bintang neutron biner yang bergabung membentuk lubang hitam menunjukkan nilai yang lebih tepat untuk batas 2,17 massa matahari. Предел Оппенгеймера — Волкова — верхний предел массы невращающейся нейтронной звезды, при которой она ещё не коллапсирует в чёрную дыру. Если масса нейтронной звезды меньше этого значения, давление вырожденного нейтронного газа может компенсировать силы гравитации. Одновременно предел Оппенгеймера — Волкова является нижним пределом массы чёрных дыр, образующихся в ходе эволюции звёзд. O limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) é um limite superior para a massa de estrelas compostas de matéria nêutron-degenerada (estrelas de nêutrons). É análogo ao limite de Chandrasekhar para uma estrela anã branca. El límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) es un límite superior para la masa de estrellas compuestas de materia neutrónica degenerada (estrellas de neutrones). Es análogo al límite de Chandrasekhar para una estrella blanca enana (enana blanca). Cuando una estrella de neutrones lo supera, no puede mantenerse a sí misma, y colapsa en un agujero negro. トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界（トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフげんかい、英語: Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit）とは、中性子星が持ちうる質量の上限である。白色矮星におけるチャンドラセカール限界に相当する。現在、推定される範囲はおよそ1.5から3.0太陽質量である。 Tolman-Oppenheimer-Volkoffen muga (TOV) endekatutako neutroi materiaz (neutroi izarrak) osatutako izarren masarako goi muga bat da. Nano zurientzat Chandrasekharren muga den gauza bera da. Granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa (granica TOV, limit TOV) – maksymalna możliwa masa stabilnej sferycznie symetrycznej i nierotującej gwiazdy neutronowej, wynikająca z Ogólnej Teorii Względności. Межа Оппенгеймера — Волкова (за прізвищами Роберта Оппенгеймера та , що висунули цю гіпотезу) — верхня межа маси нейтронної зірки, за якої тиск виродженого нейтронного газу не може компенсувати сили гравітації, що призводить до колапсу в чорну діру. Одночасно межа Оппенгеймера — Волкова є нижньою межею маси чорних дір, що утворюються внаслідок еволюції зір. De Oppenheimer-Volkofflimiet is de maximale massa die een neutronenster kan hebben. Indien deze massa wordt overschreden kunnen de neutronen van deze ster niet meer bestaan en wordt de ster samengedrukt tot een quarkster of een zwart gat. De Oppenheimer-Volkofflimiet bedraagt ongeveer 3 keer de massa van onze zon en kan niet exact worden berekend, maar moet geschat worden omdat de toestandsvergelijkingen van extreem dichte materie niet nauwkeurig bekend zijn. De Oppenheimer-Volkofflimiet werd in 1939 door Robert Oppenheimer en zijn leerling George Volkoff gepostuleerd, gebaseerd op werk van . 奥本海默極限（TOV极限，也叫奥本海默-沃尔科夫极限）即是中子星的质量上限，类似于白矮星质量上限的钱德拉塞卡极限。罗伯特·奥本海默和乔治·沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍太阳质量，这在今天看来应该是错误的，当今的结果在1.5至3倍太阳质量之间。对于质量小于此极限的中子星，支持星体的内部压力来自中子与中子之间的强相互作用以及中子本身的；而对于质量大于此极限的中子星会在自身引力的作用下崩溃，从而坍缩为一个黑洞，理论上在其他途径的内部压力支持下还可能成为其他形式的星体（例如在的支持下坍缩为夸克星）。但由于对这些理论上的夸克简并物质了解相对中子简并物质更少，一般天体物理学家相信，除非有实际观测的反例证实，中子星在超过这一极限时都会直接坍缩为黑洞。 一个由恒星坍缩成的黑洞必须具有大于托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限的质量。理论预言由于恒星演化中的质量损失，一个具有太阳那样金属量的孤立恒星坍缩而成的黑洞应该具有不超过10倍左右的太阳质量。在钱德拉X射线天文台的实验观测中，有相当数量的X射线双星由于它们的巨大质量、较低的亮度以及X射线光谱被认为是恒星质量黑洞，它们的质量据估计在3倍至20倍太阳质量之间。 حد توف أو حد كتلة توف في الفلك (بالإنجليزية : Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze أو TOV) هي أكبر كتلة لنجم يتكون من مادة نيوترونية منفطرة تنتج نجما نيوترونيا. وهي تماثل حد كتلة شاندراسيخار التي تحدد الكتلة القصوى لتكوّن قزم أبيض. عندما تكون كتلة لنجم أقل من هذا الحد يكون ثقل النجم محكوما بتآثر النيوترون-نيوترون القصير والذي تحددها وضغط الانفطار للنيوترونات. وعندما تزيد كتلة النجم عن حد حد كتلة توف يتقلص الجرم حتى يصبح ثقبا أسودا، أو في حالة توازن عن طريق ضغط انفطار الكواركات فيصبح نجما كواركيا. Il limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) è un limite ulteriore per la massa di stelle composte di materia degenere (come una stella di neutroni). È analogo al limite di Chandrasekhar per le nane bianche. En astrophysique, la limite d'Oppenheimer-Volkoff, ou limite de Tolmann-Oppenheimer-Volkoff, correspond à la masse maximale théorique que peut avoir une étoile à neutrons. Au-delà de cette valeur, l'objet s'effondre alors en trou noir. La valeur de cette masse limite est d'environ 1,5 à 3 masses solaires et est à comparer avec la limite de Chandrasekhar pour les naines blanches. Cette limite est la valeur de la masse maximale du cœur de l'étoile. Les observations placent actuellement cette limite entre 2,2 et 2,7 masses solaires. En astrofísica, el límit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, representa la massa teòrica màxima que pot assolir una estrella de neutrons; més enllà d'aquest valor, l'objecte s'esfondra llavors en forat negre. És un valor anàleg al límit de Chandrasekhar per a les nanes blanques. Tolman–Oppenheimer–Volkoff-massa eller TOV-massa är en övre gränsmassa för kalla, icke-roterande neutronstjärnor; likartat Chandrasekhargränsen för vita dvärgar. 톨만-오펜하이머-볼코프 한계(Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit, 또는 TOV 한계)는 차갑고 회전하지 않는 중성자별의 질량에 대한 상한으로, 백색왜성의 찬드라세카르 한계와 유사하다. 중성자 별의 병합으로 인한 첫 번째 중력파 사건인 을 관찰하면(합체 후 몇 초 내에 블랙홀로 붕괴된 것으로 생각됨) 태양 질량의 2.17배에 가깝다는 것을 암시한다. 쌍성계를 이루는 중성자별은 질량이 에 근접하거나 약간 초과하는 질량을 갖는 것으로 측정되었다. 1995년 연구는 대략 1.5에서 3.0 태양질량에 한계를 두었지만, 엄격히 하면 회전하는 중성자별은 한계가 최대 18%까지 증가할 것으로 간주한다. Die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (TOV-Grenze) ist eine obere Schranke für die Masse von Neutronensternen, analog zur Chandrasekhar-Grenze für Weiße Zwerge. Die Grenze wurde 1939 von Robert Oppenheimer und George Michael Volkoff auf der Grundlage der Arbeit von Richard C. Tolman berechnet. Sie nahmen an, dass die Neutronen eines Neutronensterns in Form eines kalten, entarteten Fermigases vorliegen. Daraus resultierte eine Grenzmasse von 0,71 Sonnenmassen (M☉). Moderne Abschätzungen liegen im Bereich von 1,5 bis 3,2 M☉. Die Unsicherheit resultiert aus der Tatsache, dass die Zustandsgleichungen für dichte hadronische Materie bislang noch nicht genau bekannt sind. Im April 2013 gaben John Antoniadis und Mitarbeiter bekannt, dass ihre Untersuchungen des aus einem Neutronenstern und einem W
rdfs:seeAlso
dbr:Stellar_black_hole
dcterms:subject
dbc:Astrophysics dbc:Neutron_stars dbc:Black_holes
dbo:wikiPageID
4180667
dbo:wikiPageRevisionID
1118969821
dbo:wikiPageWikiLink
dbr:Fourier_analysis dbr:Equation_of_state_(cosmology) dbr:Blue_supergiant dbr:Stellar_black_hole dbr:LS_5039 dbr:HR_6819 dbr:Doppler_spectroscopy dbr:Triangulum_Galaxy dbr:LS_I_+61_303 dbr:Quark_star dbr:Degenerate_matter dbr:Pressure dbr:George_Volkoff dbr:Rest_mass dbr:Stellar_evolution dbr:Neutron_star_merger dbr:J._Robert_Oppenheimer dbr:GW170817 dbr:Virgo_interferometer dbr:Giant_star dbr:Virial_theorem dbr:Stellar_classification dbr:Turnoff_point dbr:V518_Persei dbr:Main-sequence_star dbr:NGC_6440 dbr:Light_curve dbr:Stellar_mass_loss dbr:Infrared_astronomy dbr:4U_1700-37 dbr:NGC_4993 dbr:Astronomical_spectroscopy dbr:Microquasar dbr:LB-1 dbr:Neutron_stars dbr:Gravitational_constant dbr:Cygnus_X-3 dbr:G-type_main-sequence_star dbr:Be_star dbr:Gravitational_wave dbr:Reduced_Planck_constant dbr:Neutron dbr:Metallicity dbr:X-ray_binaries dbr:Light_year dbr:Matter_wave dbr:Binary_star dbr:Gamma-ray_burst dbr:Neutron_star dbr:NGC_3201 dbr:Monte_Carlo_method_in_statistical_physics dbr:White_dwarf dbr:SS_433 dbr:Compton_scattering dbr:Wolf-Rayet_star dbr:A-type_star dbr:O-type_star dbr:Black_hole dbr:PSR_J1748−2021 dbr:PSR_J1748−2021B dbr:List_of_gravitational_wave_observations dbr:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_equation dbr:GX_339-4 dbc:Astrophysics dbc:Neutron_stars dbr:Proton_mass dbr:XTE_J1650-500 dbr:X-ray_binary dbr:K-type_star dbr:Vela_X-1 dbr:Extreme_helium_star dbr:Bekenstein_bound dbr:GRO_J0422+32 dbr:Messier_5 n33:LS_2883 dbr:K-type_main-sequence_star dbr:V723_Monocerotis dbr:Quasi-periodic_oscillation dbr:Black_Widow_Pulsar dbr:Star dbr:Pauli_exclusion_principle dbr:GRO_J1655-40 dbr:GRO_J1719-24 dbr:Soft_X-ray_transient dbr:Rossi_X-ray_Timing_Explorer dbc:Black_holes dbr:Two-body_problem_in_general_relativity dbr:Fermi_gas dbr:Orbital_resonance dbr:Richard_Chace_Tolman dbr:Shapiro_time_delay dbr:Speed_of_light dbr:LIGO dbr:Chandrasekhar_limit dbr:Planck_units dbr:Photometry_(astronomy) dbr:Fermion dbr:PSR_J0740+6620 dbr:Main_sequence dbr:Red_dwarf dbr:Solar_mass dbr:PSR_J0348+0432 dbr:PSR_J1614−2230 dbr:Apsidal_precession dbr:Spectral_flux_density dbr:Galactic_disk dbr:High-mass_X-ray_binary dbr:Substellar_object dbr:Lev_Landau dbr:PSR_J1311–3430 dbr:Subgiant dbr:QCD_matter dbr:X-ray_transient dbr:Near-infrared_spectroscopy
owl:sameAs
dbpedia-cs:Tolmanova–Oppenheimerova–Volkoffova_mez dbpedia-de:Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze wikidata:Q1139232 dbpedia-it:Limite_di_Tolman-Oppenheimer-Volkoff n12:Fetran'i_Oppenheimer dbpedia-pl:Granica_Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa dbpedia-be:Мяжа_Опенгеймера_—_Волкава n16:টলম্যান-ওপেনহাইমার-ভকহফ_সীমা dbpedia-fr:Limite_d'Oppenheimer-Volkoff dbpedia-uk:Межа_Оппенгеймера_—_Волкова dbpedia-ar:حد_كتلة_توف dbpedia-fa:حد_تولمن–اوپنهایمر–ولکوف dbpedia-id:Batas_Tolman–Oppenheimer–Volkoff dbpedia-ru:Предел_Оппенгеймера_—_Волкова dbpedia-vi:Giới_hạn_Tolman-Oppenheimer-Volkoff dbpedia-sv:Tolman–Oppenheimer–Volkoff-massa dbpedia-eu:Tolman-Oppenheimer-Volkoffen_muga dbpedia-fi:Tolmanin–Oppenheimerin–Volkoffin_raja dbpedia-zh:歐本海默極限 dbpedia-tr:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_Limiti dbpedia-es:Límite_de_Tolman-Oppenheimer-Volkoff freebase:m.0bnjq2 dbpedia-he:גבול_טולמן-אופנהיימר-וולקוף n37:Оппенгеймер-Волков_чиге dbpedia-pt:Limite_de_Tolman-Oppenheimer-Volkoff n39:CQVZ dbpedia-ko:톨만-오펜하이머-볼코프_한계 dbpedia-ja:トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界 dbpedia-ca:Límit_de_Tolman-Oppenheimer-Volkoff dbpedia-nl:Oppenheimer-Volkofflimiet
dbp:wikiPageUsesTemplate
dbt:Sfrac dbt:= dbt:Reflist dbt:Refn dbt:See_also dbt:Clarify_span dbt:Mvar dbt:Black_holes dbt:Math dbt:Solar_mass dbt:Sort dbt:Val dbt:TableTBA dbt:Neutron_star dbt:Block_indent
dbo:abstract
O limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) é um limite superior para a massa de estrelas compostas de matéria nêutron-degenerada (estrelas de nêutrons). É análogo ao limite de Chandrasekhar para uma estrela anã branca. Предел Оппенгеймера — Волкова — верхний предел массы невращающейся нейтронной звезды, при которой она ещё не коллапсирует в чёрную дыру. Если масса нейтронной звезды меньше этого значения, давление вырожденного нейтронного газа может компенсировать силы гравитации. Одновременно предел Оппенгеймера — Волкова является нижним пределом массы чёрных дыр, образующихся в ходе эволюции звёзд. En astrofísica, el límit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, representa la massa teòrica màxima que pot assolir una estrella de neutrons; més enllà d'aquest valor, l'objecte s'esfondra llavors en forat negre. És un valor anàleg al límit de Chandrasekhar per a les nanes blanques. El límit va ser calculat, l'any 1939, per J. R. Oppenheimer i a partir del treball anterior de Richard C. Tolman. Oppenheimer i Volkoff suposaven que, en una estrella de neutrons, els neutrons formaven un fred. Això porta a una massa restrictiva d'aproximadament 0.7 masses,. Estimacions actuals situen la xifra entre 1,5 i 3 masses solars. La incertesa en el valor reflecteix el fet que les equacions de l'estat de la matèria extremadament densa no són prou ben conegudes. حد توف أو حد كتلة توف في الفلك (بالإنجليزية : Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze أو TOV) هي أكبر كتلة لنجم يتكون من مادة نيوترونية منفطرة تنتج نجما نيوترونيا. وهي تماثل حد كتلة شاندراسيخار التي تحدد الكتلة القصوى لتكوّن قزم أبيض. عينت تلك الكتلة أول مرة عام 1939 من العالمين روبرت أوبنهايمر على أساس حسابات . وقد اعتبر كل من أوبنهايمر وفولهوف أن النيوترونات في نجم نيوتروني يكونون في هيئة غاز فيرمي بارد ومنفطر. ونتج عن تلك الحسابات حدا أقصى للكتلة قدره 7و0 كتلة شمسية., ولكن البحوث التي أجريت بعد ذلك بينت أن الحد يقع بين 5و1 و 2و3 كتلة شمسية.وكان السبب في هذا التناقض أن معادلة حالة المادة في حالة كثيفة لم تكن معروفة جيدا في ذلك الوقت. عندما تكون كتلة لنجم أقل من هذا الحد يكون ثقل النجم محكوما بتآثر النيوترون-نيوترون القصير والذي تحددها وضغط الانفطار للنيوترونات. وعندما تزيد كتلة النجم عن حد حد كتلة توف يتقلص الجرم حتى يصبح ثقبا أسودا، أو في حالة توازن عن طريق ضغط انفطار الكواركات فيصبح نجما كواركيا. ونظرا لكون مواصفات هذا الانفطار الافتراضي لمادة الكواركات لم تدرس وتفهم بالكامل بعد مثلما في حالة مادة النيوترونات، فيعتبر معظم الفلكيين -بسبب عدم إثبات وجود ما ينفي ذلك - أن النجوم النيوترونية تتقلص مباشرة إلى ثقب أسود إذا تعدت كتلتها حد كتلة توف. 奥本海默極限（TOV极限，也叫奥本海默-沃尔科夫极限）即是中子星的质量上限，类似于白矮星质量上限的钱德拉塞卡极限。罗伯特·奥本海默和乔治·沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍太阳质量，这在今天看来应该是错误的，当今的结果在1.5至3倍太阳质量之间。对于质量小于此极限的中子星，支持星体的内部压力来自中子与中子之间的强相互作用以及中子本身的；而对于质量大于此极限的中子星会在自身引力的作用下崩溃，从而坍缩为一个黑洞，理论上在其他途径的内部压力支持下还可能成为其他形式的星体（例如在的支持下坍缩为夸克星）。但由于对这些理论上的夸克简并物质了解相对中子简并物质更少，一般天体物理学家相信，除非有实际观测的反例证实，中子星在超过这一极限时都会直接坍缩为黑洞。 一个由恒星坍缩成的黑洞必须具有大于托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限的质量。理论预言由于恒星演化中的质量损失，一个具有太阳那样金属量的孤立恒星坍缩而成的黑洞应该具有不超过10倍左右的太阳质量。在钱德拉X射线天文台的实验观测中，有相当数量的X射线双星由于它们的巨大质量、较低的亮度以及X射线光谱被认为是恒星质量黑洞，它们的质量据估计在3倍至20倍太阳质量之间。 The Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit (or TOV limit) is an upper bound to the mass of cold, nonrotating neutron stars, analogous to the Chandrasekhar limit for white dwarf stars. If the mass of the said star reaches the limit it will collapse to a denser form. Theoretical work in 1996 placed the limit at approximately 1.5 to 3.0 solar masses, corresponding to an original stellar mass of 15 to 20 solar masses; additional work in the same year gave a more precise range of 2.2 to 2.9 solar masses. Observations of GW170817, the first gravitational wave event due to merging neutron stars (which are thought to have collapsed into a black hole within a few seconds after merging), placed the limit at close to 2.17 M☉ (solar masses). This value was inconsistent with short gamma-ray burst X-ray plateau data however, which suggested a value of MTOV = 2.37 M☉. Reanalysis of the GW170817 event data in 2019 resulted in a higher value of MTOV = 2.3 M☉. If GW170817's remnant survived as neutron star, and the mass of has been measured properly (see below both), then MTOV ≥ 2.74 M☉. A neutron star in a binary pair (PSR J2215+5135) has been measured to have a mass close to this limit, 2.27+0.17−0.15 M☉. A more secure measurement of PSR J0740+6620, a pulsar being eclipsed by a white dwarf, yields a mass of 2.14+0.10−0.09 M☉. In the case of a rigidly spinning neutron star, the mass limit is thought to increase by up to 18–20%. Tolman–Oppenheimer–Volkoff-massa eller TOV-massa är en övre gränsmassa för kalla, icke-roterande neutronstjärnor; likartat Chandrasekhargränsen för vita dvärgar. Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez je horní hranice pro hmotnost, kterou může mít těleso složené z (tedy neutronová hvězda). Jde o analogii Chandrasekharovy meze, která určuje maximální hmotu tělesa složeného z (tedy pro bílého trpaslíka). Předpokládá se, že hodnota Tolmanovy-Oppenheimerovy-Volkoffovy meze je 3 až 5 slunečních hmotností. Tato nejistota má původ především ve faktu, že stavová rovnice neutronového degenerovaného plynu není známa dostatečně přesně — přesné řešení není známo a numerická simulace je obtížná. Po překročení TOV meze se objekt buďto zhroutí a utvoří černou díru, nebo změní skupenství, dojde k tzv. a vznikne kvarková hvězda (popř. jiná forma degenerované hmoty). Hustší formy degenerované hmoty však jsou ještě méně známy než neutronový degenerovaný plyn. Pro nedostatek důkazů z pozorování většina astrofyziků soudí, že při překročení TOV meze dojde přímo ke zhroucení v černou díru. En astrophysique, la limite d'Oppenheimer-Volkoff, ou limite de Tolmann-Oppenheimer-Volkoff, correspond à la masse maximale théorique que peut avoir une étoile à neutrons. Au-delà de cette valeur, l'objet s'effondre alors en trou noir. La valeur de cette masse limite est d'environ 1,5 à 3 masses solaires et est à comparer avec la limite de Chandrasekhar pour les naines blanches. Cette limite est la valeur de la masse maximale du cœur de l'étoile. Les observations placent actuellement cette limite entre 2,2 et 2,7 masses solaires. La limite d'Oppenheimer-Volkoff doit son nom aux deux physiciens qui ont complété les travaux précédemment entrepris par le physicien Richard C. Tolman à ce sujet, J. Robert Oppenheimer et George M. Volkoff. À l'instar des naines blanches, la masse d'une étoile à neutrons se calcule à l'aide de deux équations différentielles, l'une décrivant la pression, l'autre la densité en fonction du rayon de l'étoile. Cependant, le rayon d'une étoile à neutrons est très proche de la limite d'occlusion gravitationnelle. Une étoile à neutrons est donc un astre dégénéré relativiste. Ces équations doivent tenir compte de la courbure de l'espace et s'obtiennent par la relativité générale. La limite d'Oppenheimer-Volkoff n'est qu'une estimation car l'équation d'état, celle reliant la pression à la densité, n'est pas clairement connue. Il existe plusieurs modèles décrivant la structure interne d'une étoile à neutrons (étoile à hypérons, condensat de pions, de kaons, étoile à quark...). La valeur de 3 masses solaires correspond au cas le plus extrême, avec l'équation d'état la plus "rigide" possible, celle où la vitesse du son serait celle de la lumière. Néanmoins, l'observation a montré que la masse des étoiles à neutrons est très groupée à 1,35 +/- 0,04 masse solaire.[Information douteuse] Batas Tolman–Oppenheimer–Volkoff (Batas TOV) adalah batas massa di atas bintang neutron di mana materi dapat yang mengarah pada pembentukan lubang hitam. Ini adalah analog dari batas Chandrasekhar untuk katai putih. Seperti batas Chandrasekhar, ia mengasumsikan tidak adanya rotasi (dan mungkin tidak ada medan magnet); rotasi secara masuk akal memungkinkan bintang neutron bermassa lebih tinggi. Batas tersebut secara serius diteorikan oleh Lev Landau pada tahun 1932, dan dikerjakan oleh Richard Chace Tolman. J. Robert Oppenheimer, dan George Volkoff melakukan penelitian lebih lanjut pada tahun 1939, menciptakan (persamaan TOV) yang merupakan persamaan untuk setimbangan hidrotastik yang memperhitungkan relativitas umum. Oppenheimer dan Volkoff berasumsi bahwa neutron untuk bintang neutron membentuk gas fermi yang dingin dan degenerasi. Hal ini menyebabkan massa pembatas sekitar 0,7 massa matahari, tetapi menggunakan persamaan keadaan yang relatif sederhana dan memodelkan bintang neutron sebagai seragam. Sejak itu, dengan model bintang yang lebih rinci, batas TOV dianggap berada dalam rentang massa matahari 1,5 hingga 3,0, yang akan menjadi sisa-sisa bintang dari bintang deret utama dalam rentang massa 15 hingga 20 kali massa matahari. Masih jelas apakah massa maksimum yang mampu menyeimbangkan gaya gravitasi oleh degenerasi neutron. Pengamatan GW170817 pada tahun 2017, di mana diperkirakan dua bintang neutron biner yang bergabung membentuk lubang hitam menunjukkan nilai yang lebih tepat untuk batas 2,17 massa matahari. Die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (TOV-Grenze) ist eine obere Schranke für die Masse von Neutronensternen, analog zur Chandrasekhar-Grenze für Weiße Zwerge. Die Grenze wurde 1939 von Robert Oppenheimer und George Michael Volkoff auf der Grundlage der Arbeit von Richard C. Tolman berechnet. Sie nahmen an, dass die Neutronen eines Neutronensterns in Form eines kalten, entarteten Fermigases vorliegen. Daraus resultierte eine Grenzmasse von 0,71 Sonnenmassen (M☉). Moderne Abschätzungen liegen im Bereich von 1,5 bis 3,2 M☉. Die Unsicherheit resultiert aus der Tatsache, dass die Zustandsgleichungen für dichte hadronische Materie bislang noch nicht genau bekannt sind. Im April 2013 gaben John Antoniadis und Mitarbeiter bekannt, dass ihre Untersuchungen des aus einem Neutronenstern und einem Weißen Zwerg bestehenden Doppelsternsystems PSR J0348+0432 eine Neutronensternmasse von 2,01 ± 0,04 M☉ ergaben. Unterhalb der TOV-Grenze wird das Gewicht des Neutronensterns durch kurzreichweitige Neutron-Neutron-Wechselwirkungen gestützt, die über die starke Wechselwirkung und den Entartungsdruck der Neutronen vermittelt werden. Oberhalb der Grenze kollabiert das Objekt direkt zu einem Schwarzen Loch. Einige Astrophysiker vermuten jedoch, dass Neutronensterne oberhalb der TOV-Grenze zu einem Quarkstern kollabieren, falls sie durch den Quark-Entartungsdruck stabilisiert werden. Die Eigenschaften dieser hypothetischen entarteten Quarkmaterie sind noch weniger verstanden als die der entarteten Neutronenmaterie. トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界（トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフげんかい、英語: Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit）とは、中性子星が持ちうる質量の上限である。白色矮星におけるチャンドラセカール限界に相当する。現在、推定される範囲はおよそ1.5から3.0太陽質量である。 Il limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) è un limite ulteriore per la massa di stelle composte di materia degenere (come una stella di neutroni). È analogo al limite di Chandrasekhar per le nane bianche. Granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa (granica TOV, limit TOV) – maksymalna możliwa masa stabilnej sferycznie symetrycznej i nierotującej gwiazdy neutronowej, wynikająca z Ogólnej Teorii Względności. Tolman-Oppenheimer-Volkoffen muga (TOV) endekatutako neutroi materiaz (neutroi izarrak) osatutako izarren masarako goi muga bat da. Nano zurientzat Chandrasekharren muga den gauza bera da. El límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) es un límite superior para la masa de estrellas compuestas de materia neutrónica degenerada (estrellas de neutrones). Es análogo al límite de Chandrasekhar para una estrella blanca enana (enana blanca). Cuando una estrella de neutrones lo supera, no puede mantenerse a sí misma, y colapsa en un agujero negro. 톨만-오펜하이머-볼코프 한계(Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit, 또는 TOV 한계)는 차갑고 회전하지 않는 중성자별의 질량에 대한 상한으로, 백색왜성의 찬드라세카르 한계와 유사하다. 중성자 별의 병합으로 인한 첫 번째 중력파 사건인 을 관찰하면(합체 후 몇 초 내에 블랙홀로 붕괴된 것으로 생각됨) 태양 질량의 2.17배에 가깝다는 것을 암시한다. 쌍성계를 이루는 중성자별은 질량이 에 근접하거나 약간 초과하는 질량을 갖는 것으로 측정되었다. 1995년 연구는 대략 1.5에서 3.0 태양질량에 한계를 두었지만, 엄격히 하면 회전하는 중성자별은 한계가 최대 18%까지 증가할 것으로 간주한다. De Oppenheimer-Volkofflimiet is de maximale massa die een neutronenster kan hebben. Indien deze massa wordt overschreden kunnen de neutronen van deze ster niet meer bestaan en wordt de ster samengedrukt tot een quarkster of een zwart gat. De Oppenheimer-Volkofflimiet bedraagt ongeveer 3 keer de massa van onze zon en kan niet exact worden berekend, maar moet geschat worden omdat de toestandsvergelijkingen van extreem dichte materie niet nauwkeurig bekend zijn. De Oppenheimer-Volkofflimiet werd in 1939 door Robert Oppenheimer en zijn leerling George Volkoff gepostuleerd, gebaseerd op werk van . Межа Оппенгеймера — Волкова (за прізвищами Роберта Оппенгеймера та , що висунули цю гіпотезу) — верхня межа маси нейтронної зірки, за якої тиск виродженого нейтронного газу не може компенсувати сили гравітації, що призводить до колапсу в чорну діру. Одночасно межа Оппенгеймера — Волкова є нижньою межею маси чорних дір, що утворюються внаслідок еволюції зір. Точне значення межі станом на 2008 рік невідоме через невизначеність знань про властивості макроскопічних станів виродженої баріонної матерії з украй високою густиною: у надрах нейтронних зір густина речовини відповідає ядерній (~1014 г/см³, що в ~108 разів перевищує густину білих карликів), а рівняння стану такої речовини достеменно невідоме.Сучасні оцінки межі Оппенгеймера — Волкова лежать у межах 2,5-3 сонячних мас.
prov:wasDerivedFrom
wikipedia-en:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_limit?oldid=1118969821&ns=0
dbo:wikiPageLength
44110
foaf:isPrimaryTopicOf
wikipedia-en:Tolman–Oppenheimer–Volkoff_limit