Quelltext der Seite Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze

{{Weiterleitungshinweis|Tov|Zur ehemaligen israelischen Mossad-Agentin siehe [[Cheryl Ben Tov]].}}
Die '''Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze''' ('''TOV''') ist eine [[obere Schranke]] für die [[Masse (Physik)|Masse]] von [[Neutronenstern]]en, analog zur [[Chandrasekhar-Grenze]] für [[weißer Zwerg|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 [[Neutron]]en eines Neutronensterns in Form eines kalten, [[entartete Materie|entarteten]] [[Fermigas]]es vorliegen. Daraus resultierte eine Grenzmasse von 0,71&nbsp;[[Sonnenmasse]]n.<ref>[http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p364_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.</ref><ref>[http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p374_1 On Massive Neutron Cores], J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, ''Physical Review'' '''55''', #374 (February 15, [[1939]]), pp. 374–381.</ref> Moderne Abschätzungen liegen im Bereich von&nbsp;1,5 bis&nbsp;3,2 Sonnenmassen.<ref>{{cite journal | last = Bombaci | first = I. | title=The maximum mass of a neutron star | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1996 | volume=305 | pages=871-877 | bibcode=1996A&A...305..871B }}</ref> Die Unsicherheit resultiert aus der Tatsache, dass die [[Zustandsgleichung]]en für dichte [[hadron]]ische Materie bislang noch nicht genau bekannt sind. Im April 2013 gaben Antoniadis und Mitarbeiter bekannt, dass ihre Untersuchungen des Neutronensterns im System PSR&nbsp;J0348+0432 eine Masse von 2,01&nbsp;±&nbsp;0,04 Sonnenmassen ergaben.<ref>{{cite journal | author = John Antoniadis et al. | title = A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary | journal=Science | year=2013 | volume=340 | doi=10.1126/science.1233232 }}</ref>

Unterhalb der TOV-Grenze wird das [[Gewichtskraft|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 [[schwarzes Loch|schwarzen Loch]].

Einige [[Astrophysiker]] gehen jedoch davon aus, dass Neutronensterne oberhalb der TOV-Grenze zu einem [[Quarkstern]] kollabieren, falls sie durch den [[Quark (Physik)|Quark]]-Entartungs-Druck stabilisiert werden. Die Eigenschaften dieser [[hypothetisch]]en entarteten Quarkmaterie sind noch weniger verstanden als die der entarteten Neutronenmaterie.

== Quellen ==
<references />

[[Kategorie:Stellarphysik]]