Granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa
Granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa (granica TOV) to maksymalna masa stabilnej, sferycznie symetrycznej i nierotującej gwiazdy neutronowej, określona na podstawie Ogólnej Teorii Względności.
Historia
W 1939 roku Richard C. Tolman oraz Robert Oppenheimer i George M. Volkoff opublikowali prace dotyczące równań Einsteina dla sferycznie symetrycznego rozkładu masy. Ich badania ukazały się w czasopiśmie „Physical Review” i wprowadziły równanie Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa (TOV).
Znaczenie w astrofizyce i fizyce jądrowej
Granica TOV ma kluczowe znaczenie w astrofizyce, ponieważ:
- Gwiazda neutronowa przekraczająca tę granicę staje się niestabilna, co prowadzi do zapadnięcia się w czarną dziurę.
- Granica TOV jest uzależniona od konkretnego równania stanu, obowiązującego dla danej materii, w tym materii kwarkowej.
Pierwotnie Oppenheimer i Volkoff oszacowali maksymalną masę gwiazdy neutronowej na około 0,7 masy Słońca. W miarę postępu badań astronomicznych oraz teorii oddziaływań jądrowych, wartość ta okazała się niedoszacowana. Obecnie uznaje się, że stabilność gwiazdy neutronowej o masie porównywalnej z masą Słońca wynika z oddziaływań silnych między nukleonami.
Współczesne pomiary mas pulsarów wskazują, że ich masy w relatywistycznych układach podwójnych mieszczą się w przedziale od 1,25 do 2,01 masy Słońca. Niektóre teoretyczne modele przewidują nawet maksymalną masę gwiazdy neutronowej wynoszącą 3 masy Słońca.
Weryfikacja teorii
Równanie stanu materii dla gęstości większych od jądrowej jest wciąż słabo zbadane. Znajomość granicy TOV jest kluczowa dla weryfikacji teorii budowy gęstej materii. Równania stanu, które dają granicę TOV niższą od masy obserwowanej gwiazdy neutronowej, są uznawane za nieprawidłowe.
W 2017 roku, dzięki jednoczesnej obserwacji fal grawitacyjnych i promieniowania elektromagnetycznego z kilonowej, ustalono, że maksymalna masa nierotującej gwiazdy neutronowej nie przekracza ~2,16 masy Słońca, co stanowi ważne ograniczenie dla badań nad gęstą materią.
