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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_☉).[1][2] Moderne Abschätzungen liegen im Bereich von 1,5 bis 3,2 M_☉.[3] 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.[4]

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.

Quellen

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.
2. On Massive Neutron Cores, J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, Physical Review 55, #374 (February 15, 1939), pp. 374–381.
3. Ignazio Bombaci: The maximum mass of a neutron star. In: Astronomy & Astrophysics. 305, 1996, S. 871–877. bibcode:1996A&A...305..871B.
4. John Antoniadis et al.: A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary. In: Science. 340, 2013. doi:10.1126/science.1233232.

На других языках

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- [de] Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze

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[es] Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff

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 ya mantenerse a sí misma, y colapsa en un agujero negro.

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[ru] Предел Оппенгеймера — Волкова

Предел Оппенгеймера — Волкова — верхний предел массы невращающейся нейтронной звезды, при которой она ещё не коллапсирует в чёрную дыру[1]. 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.

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