- Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff
-
El límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) es un límite superior para la masa de estrellas compuestas de materia neutrón-degenerada (estrellas de neutrones). Es análogo al límite de Chandrasekhar para una estrella enana blanca.
Historia y desarrollo
El límite fue calculado por Julius Robert Oppenheimer y George Michael Volkoff en 1939, usando trabajo anterior de Richard Chace Tolman. Oppenheimer y Volkoff adoptaron que los neutrones en una estrella de neutrones formaba un gas Fermi degenerado frío. Esto lleva a una masa límite de aproximadamente 0.7 veces la masa solar.[1] [2] Estimaciones modernas predicen una masa límite de entre 1.5 a 3.0 masas solares.[3] La incertidumbre en los valores refleja el hecho de que las ecuaciones de estado para materia extremadamente densa no son bien conocidas.
Algunas consideraciones
En una estrella de neutrones más ligera que el límite, el peso de la estrella es soportado por interacciones repulsivas de corta distancia neutrón-neutrón mediadas por la fuerza fuerte y también la presión causada por la degeneración de neutrones. Si una estrella de neutrones es más pesada que el límite, colapsará a una forma aún más densa, pudiendo formar un agujero negro, o cambiar su composición y sostenerse mediante algún otro mecanismo (por ejemplo, por la presión de la degeneración de quarks y convertirse en una estrella de quarks).
A causa de que las propiedades de otras formas hipotéticas de materia degenerada sean aún menos conocidas que las de materia neutrón-degenerada, muchos astrofísicos adoptan, en la ausencia de evidencias de lo contrario, que una estrella de neutrones por encima del límite colapsa directamente en un agujero negro.
Los agujeros negros formados por el colapso de estrellas individuales tienen una masa en un intervalo de 1.5-3.0 (Límite TOV ) a 10 masas solares.
Un agujero negro formado por el colapso de una estrella individual debe tener una masa que sobrepase el límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff. La teoría predice esto a causa de la pérdida de masa durante la evolución estelar. Un agujero negro formado de una estrella aislada debe tener masa no mayor que aproximadamente 10 masas solares. Observacionalmente, a causa de sus grandes masas, relativa fragilidad y espectro de rayos X, un número de objetos masivos binarios de rayos X son propuestos como agujeros negros estelares. Estos candidatos a agujeros negros se estima que tienen entre 3 y 20 masas solares.[4] [5]
Referencias
- ↑ R.C. Tolman (1939). «Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid». Physical Review 55 (4): pp. 364–373. doi:. Bibcode: 1939PhRv...55..364T.
- ↑ J.R. Oppenheimer and G.M. Volkoff (1939). «On Massive Neutron Cores». Physical Review 55 (4): pp. 374–381. doi:. Bibcode: 1939PhRv...55..374O.
- ↑ I. Bombaci (1996). «The Maximum Mass of a Neutron Star». Astronomy and Astrophysics 305: pp. 871–877. Bibcode: 1996A&A...305..871B.
- ↑ J.E. McClintock and R.A. Remillard (2003). «Black Hole Binaries». arXiv:astro-ph/0306213 [astro-ph]. Bibcode: 2003astro.ph..6213M.
- ↑ J. Casares (2006). «Observational Evidence for Stellar-Mass Black Holes». arXiv:astro-ph/0612312 [astro-ph]. Bibcode: 2006astro.ph.12312C.
Categorías:- Agujeros negros
- Astrofísica
Wikimedia foundation. 2010.
