Tolman–Oppenheimer–Volkoff limiti (TOV limiti), beyaz cüce yıldızlar için Chandrasekhar limitine benzer şekilde, soğuk, dönmeyen nötron yıldızların kütlesinin bir üst sınırıdır. Söz konusu yıldızın kütlesi sınıra ulaşırsa, daha yoğun bir forma çökecektir.
1996'daki teorik çalışma, limiti, 15-20 solar
kütledeki orijinal yıldız kütlesine tekabül eden yaklaşık 1.5-3.0 solar
kütle olarak belirledi; Aynı yıl içinde yapılan ek çalışmalar, 2.2 -2.9 solar
kütle arasında daha kesin bir aralık verdi.
Nötron yıldızlarının (birleşmeden birkaç saniye
sonra bir kara deliğe çöktüğü düşünülen) birleşmesinden kaynaklanan ilk
gravitasyonal dalga olayı olan GW170817'nin gözlemleri, sınırı 2.17 M☉'ye
(solar kütleler) yakın bir yere yerleştirdi. Ancak bu değer, kısa gama
ışını patlaması X ışını plato verileriyle tutarsızdı, bu nedenle MTOV=2.37
M☉
değeri önerildi.
2019'da GW170817 olay verilerinin yeniden
analizi, daha yüksek bir MTOV=2.3 M☉ değeriyle sonuçlandı.
GW170817'nin kalıntısı nötron yıldızı olarak
hayatta kaldıysa ve PSR J1748−2021B (ikili pulsar)'nin kütlesi düzgün bir şekilde ölçüldüyse, o zaman MTOV ≥ 2.74 M☉.oluyor. Bir ikili
çiftteki (PSR J2215+5135) bir
nötron yıldızının bu sınıra
yakın bir kütleye sahip olduğu ölçülmüştür, 2.27+0.17−0.15
M☉.
Beyaz bir cüce tarafından gölgelenen bir pulsar olan PSR J0740+6620'nin daha güvenli bir ölçümü, 2,14+0,10-0,09
M☉'lik
bir kütle verir.
Katı bir şekilde dönen bir nötron yıldızı
durumunda, kütle sınırının %18-20'ye kadar arttığı düşünülmektedir.
(b) Rölativistik olmayan EoS (equation
of state-durum denklemi) kullanılarak TOV denklemleri için hesaplanan
kütle-yarıçap ilişkisi (Geanderson Carvalho). (Kozmolojide, mükemmel bir akışkanın
EoS'si, p basıncının r enerji yoğunluğuna oranı olan, boyutsuz bir
w sayısı ile karakterize edilir: w º p/r).
https://en.wikipedia.org/wiki/Tolman%E2%80%93Oppenheimer%E2%80%93Volkoff_limit
19 Ağustos 2022
GERİ (kara delikler)
