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Die '''Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze''' ('''TOV-Grenze''') ist eine [[Infimum und Supremum|obere Schranke]] für die [[Masse (Physik)|Masse]] von [[Neutronenstern]]en, analog zur [[Chandrasekhar-Grenze]] für [[Weißer Zwerg|Weiße Zwerge]]. | |||
Die '''Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze''' ('''TOV''') ist eine [[obere Schranke]] für die [[Masse (Physik)|Masse]] von [[Neutronenstern]]en, analog zur [[Chandrasekhar-Grenze]] für [[ | |||
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]] | 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]] [[Ideales Fermigas|Fermigases]] vorliegen. Daraus resultierte eine Grenzmasse von 0,71 [[Sonnenmasse]]n (M<sub>☉</sub>).<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 1,5 bis 3,2 M<sub>☉</sub>.<ref>{{cite journal | last = Bombaci | first = Ignazio | title=The maximum mass of a neutron star | journal=[[Astronomy & 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 John Antoniadis und Mitarbeiter bekannt, dass ihre Untersuchungen des aus einem Neutronenstern und einem Weißen Zwerg bestehenden [[Doppelstern]]systems [[Pulsar|PSR]] J0348+0432 eine Neutronensternmasse von 2,01 ± 0,04 M<sub>☉</sub> 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 [[ | 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]] | Einige [[Astrophysiker]] vermuten jedoch, dass Neutronensterne oberhalb der TOV-Grenze zu einem [[Quarkstern]] kollabieren, falls sie durch den [[Quark (Physik)|Quark]]-Entartungsdruck stabilisiert werden. Die Eigenschaften dieser [[hypothetisch]]en entarteten Quarkmaterie sind noch weniger verstanden als die der entarteten Neutronenmaterie. | ||
== Quellen == | == Quellen == | ||
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.
