Войти
105>Предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова (или предел TOV ) - это верхний предел массы холодных невращающихся нейтронных звезд, аналогичный предел Чандрасекара для белых карликов звезд.
Теоретическая работа в 1996 г. установила предел приблизительно в 1,5–3,0 солнечных массы, что соответствует исходной звездной массе от 15 до 20 солнечных масс; дополнительная работа в том же году дала более точный диапазон от 2,2 до 2,9 солнечных масс.
Наблюдения GW170817, первого гравитационного волнового события, вызванного слиянием нейтронных звезд (которые, как считается, имеют коллапсировала в черную дыру в течение нескольких секунд после слияния), поставила предел, близкий к 2,17 M☉ (массы Солнца). Однако это значение несовместимо с данными рентгеновского плато с коротким гамма-всплеском, которые предполагают значение M TOV = 2,37 M☉. Повторный анализ данных события GW170817 в 2019 году привел к более высокому значению M TOV = 2,3 M☉. Нейтронная звезда в двойной паре (PSR J2215 + 5135) имеет массу, близкую к этому пределу, 2,27 + 0,17. -0,15 M☉. Более надежное измерение PSR J0740 + 6620, пульсара, затмеваемого белым карликом, дает массу 2,14 + 0,10. -0,09 M☉.
. В случае жестко вращающейся нейтронной звезды, считается, что предел массы увеличится на 18–20%.
Идея о том, что должен быть абсолютный верхний предел для массы холодное (в отличие от поддерживаемого тепловым давлением) самогравитирующее тело восходит к работе 1932 года Льва Ландау, основанной на принципе исключения Паули. Принцип Паули показывает, что фермионные частицы в достаточно сжатой материи будут вынуждены перейти в такие энергетические состояния, что их вклад массы покоя станет незначительным по сравнению с релятивистским кинетическим вкладом (RKC). RKC определяется как раз соответствующей длиной квантовой волны λ, которая была бы порядка среднего межчастичного разделения. С точки зрения единиц Планка, с уменьшенной постоянной Планка ħ, скоростью света c и гравитационной постоянной G все установлено равно единице, будет соответствующее давление, примерно равное
.На верхнем пределе массы это давление будет равно давлению, необходимому для сопротивления гравитации. Давление для сопротивления гравитации для тела массы M будет определяться согласно теореме вириала примерно как
,где ρ - плотность. Это будет равно ρ = m / λ, где m - соответствующая масса частицы. Видно, что длина волны сокращается, так что можно получить приблизительную формулу предела массы очень простой формы
.В этом соотношении можно принять, что m приблизительно равно массе протона. Это применимо даже в случае белого карлика (для случая предела Чандрасекара ), для которого фермионные частицы, обеспечивающие давление, являются электронами. Это связано с тем, что массовая плотность обеспечивается ядрами, в которых нейтронов примерно столько же, сколько протонов. Точно так же протонов для нейтральности заряда должно быть столько же, сколько электронов снаружи.
В случае нейтронных звезд этот предел был впервые разработан Дж. Роберт Оппенгеймер и Джордж Волкофф в 1939 году, используя работу Ричарда Чейза Толмена. Оппенгеймер и Волков предположили, что нейтроны в нейтронной звезде образуют вырожденный холодный ферми-газ. Таким образом, они получили предельную массу примерно 0,7 массы Солнца, что было меньше предела Чандрасекара для белых карликов. Принимая во внимание сильные силы ядерного отталкивания между нейтронами, современные исследования приводят к значительно более высоким оценкам в диапазоне примерно от 1,5 до 3,0 солнечных масс. Неопределенность в значении отражает тот факт, что уравнения состояния для чрезвычайно плотного вещества малоизвестны. Масса пульсара PSR J0348 + 0432, равная 2,01 ± 0,04 массы Солнца, устанавливает эмпирическую нижнюю границу предела TOV.
В нейтронной звезде с массой меньше предела, вес звезды уравновешивается короткодействующими отталкивающими нейтрон-нейтронными взаимодействиями, опосредованными сильным взаимодействием, а также квантовым вырождением давление нейтронов, предотвращающее коллапс. Если ее масса будет выше предела, звезда схлопнется до более плотной формы. Он может образовать черную дыру или изменить состав и поддерживаться каким-либо другим образом (например, давлением кваркового вырождения, если он станет кварковой звездой ). Поскольку свойства гипотетических, более экзотических форм вырожденной материи известны еще хуже, чем свойства вырожденной нейтронами материи, большинство астрофизиков предполагают, в отсутствие доказательств обратного, что нейтронная звезда над предел коллапсирует прямо в черную дыру.
A черная дыра, образованная коллапсом отдельной звезды, должна иметь массу, превышающую предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова. Теория предсказывает, что из-за потери массы во время звездной эволюции черная дыра, образованная из изолированной звезды солнечной металличности, может иметь массу не более чем приблизительно 10 солнечные массы. С точки зрения наблюдений, из-за их большой массы, относительной слабости и рентгеновских спектров ряд массивных объектов в рентгеновских двойных системах считаются звездными черными дырами. Эти кандидаты в черные дыры, по оценкам, имеют массы от 3 до 20 масс. LIGO обнаружил слияния черных дыр с участием черных дыр в массах 7,5-50 солнечных. спектр; возможно, хотя и маловероятно, что эти черные дыры сами были результатом предыдущих слияний.
Ниже приведен список нейтронных звезд, приближающихся к пределу TOV снизу.
| Имя | Масса. (M☉ ) | Расстояние. (ly ) | Сопутствующий класс | Метод определения массы | Примечания | Справ. |
|---|---|---|---|---|---|---|
| B | 2.74+0.21. −0.21 | 27,700 | D | Скорость продвижения периастра. | В шаровом скоплении NGC 6440. | |
| 4U 1700-37 | 2,44 + 0,27. -0,27 | 6,910 ± 1,120 | O6,5Iaf | Моделирование методом Монте-Карло процесса тепловой комптонизации. | HMXB | |
| PSR J1311–3430 | 2,15–2,7 | 6,500–12,700 | Субзвездный объект | Спектроскопические и фотометрические наблюдения. | Пульсар черной вдовы. | |
| PSR B1957 + 20 | 2,4 + 0,12. -0,12 | 6,500 | Субзвездный объект | Скорость продвижения периастра. | Прототип звезды пульсаров черной вдовы. | |
| PSR J1600−3053 | 2.3 + 0.7. −0.6 | 6,500 ± 1000 | D | Фурье-анализ из Ортометрический коэффициент задержки Шапиро. | ||
| PSR J2215 + 5135 | 2,27 + 0,17. -0,15 | 10,000 | G5V | Инновационное измерение спутника лучевая скорость. | пульсар Redback. | |
| XMMU J013236.7 + 303228 | 2.2 + 0.8. -0.6 | 2,730,000 | B1.5IV | Подробный Spectrosc оптическое моделирование. | В M33, система HMXB. | |
| PSR J0740 + 6620 | 2,14 + 0,10. -0,11 | 4,600 | D | Диапазон и параметр формы задержки Шапиро. | Самая массивная нейтронная звезда с хорошо ограниченной массой | |
| PSR J0751 + 1807 | 2,10 + 0,2. -0,2 | 6500 ± 1300 | D | Измерения точной синхронизации импульсов релятивистского орбитального распада. | ||
| GW190425-A | 2,03 + 0,15. -0,14 | 518,600,000 | NS | Данные гравитационных волн слияния нейтронных звезд с интерферометров LIGO и Virgo. | Слияние с компаньоном с образованием 3,4 M☉черной дыры | |
| PSR J0348 + 0432 | 2,01 + 0,04. -0,04 | 2100 | D | Спектроскопическое наблюдение и гравитационная волна вызвали орбитальный распад спутника. | ||
| PSR B1516 + 02B | 1,94 + 0,17. -0,19 | 24,500 | D | Скорость продвижения периастра. | В шаровом скоплении M5. | |
| PSR J1614-2230 | 1,908 + 0,016. -0,016 | 3,900 | D | Диапазон и параметры формы задержки Шапиро. | В галактическом диске Млечного Пути. | |
| Вел a X-1 | 1,88 + 0,13. -0,13 | 6200 ± 650 | B0,5Ib | Скорость продвижения периастра. | Прототипная отдельная система HMXB. |
Ниже приведен список черных дыр, которые приближаются к пределу TOV сверху.
| Имя | Масса. (M☉ ) | Расстояние. (ly ) | Сопутствующий класс | Метод определения массы | Примечания | Справ. |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 2MASS J05215658 + 4359220 | 3,3 + 2,8. -0,7 | 10,000 | K-тип (?) гигант | Спектроскопическая лучевая скорость измерения невзаимодействующего компаньона. | На окраине Млечного Пути. | |
| Остаток GW190425 | 3,4 + 0,3. -0,1 | 518,600,000 | Н / Д | Данные гравитационных волн для слияния нейтронных звезд, полученные с интерферометров LIGO и Virgo. | 97% вероятность быстрого коллапса в черную дыру сразу после слияния. | |
| LS 5039 | 3,7 + 1,3. −1,0 | 8,200 ± 300 | O (f) N6.5V | Спектроскопия промежуточной дисперсии и подгонка модели атмосферы сопутствующего устройства. | Система Microquasar. | |
| GRO J0422 + 32 / | 3,97 + 0,95. -0,95 | 8,500 | M4,5V | Фотометрическое моделирование кривой блеска. | Система SXT. | |
| LS I +61 303 | ≤4,0 | 7000 | B0Ve | Спектроскопические измерения лучевой скорости спутника. | Система Microquasar. | |
| NGC 3201-1 | 4,36 + 0,41. -0,41 | 15,600 | (см. Примечания) | Spectro объемные измерения лучевой скорости невзаимодействующего спутника. | В шаровом скоплении NGC 3201. Сопутствующее значение 0,8 M☉выключение главной последовательности. | |
| GRO J1719-24 /. GRS 1716−249 | ≥4.9 | 8,500 | K0-5 V | Фотометрия в ближнем инфракрасном диапазоне спутника и система потока Эддингтона. | LMXB. | |
| 4U 1543-47 | 5,0 + 2,5. -2,3 | 30,000 ± 3500 | A2 (V?) | Спектроскопические измерения лучевой скорости спутника. | Система SXT. | |
| XTE J1650-500 | ≥5,1 | 8,500 ± 2300 | K4V | Орбитальный резонанс моделирование из QPOs | Переходный бинарный источник рентгеновского излучения | |
| GRO J1655-40 | 5,31 + 0,07. -0,07 | <5,500 | F6IV | Высокоточные временные рентгеновские наблюдения с помощью системы RossiXTE. | LMXB. |
Эти объекты могут содержать как нейтронные звезды, так и черные дыры, как кварковые звезды, как экзотические объекты; выделены из списка наименее массивных черных дыр из-за неясной природы этих объектов.
| Имя | Масса. (M☉ ) | Расстояние. (ly ) | Сопутствующий класс | Метод определения массы | Примечания | Справ. |
|---|---|---|---|---|---|---|
| GW170817 остаток | 2,74 + 0,04. -0,01 | 144000000 | Н / Д | Гравитационная волна данные слияние нейтронной звезды с интерферометрами LIGO и Virgo. | В NGC 4993. Возможный коллапс в черную дыру через 5–10 секунд после слияния. | |
| SS 433 | 3.0–30.0 | 18,000 ± 700 | A7Ib | Первая обнаруженная система микроквазаров. | ||
| Cygnus X -3 | 2,0–5,0 | 24,100 ± 3,600 | WN4-6 | Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне и подгонка модели атмосферы спутника. | Система Microquasar. |
