Tolman–Oppenheimer–Volkoff Limiti

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla

Tolman-Oppenheimer-Volkoff limiti(TOV limit)[değiştir | kaynağı değiştir]

Tolman-Oppenheimer-Volkoff limiti(TOV limit) nötron-dejenere madde içeren yıldızların kütlesi için bir üst sınırdır. TOV limit beyaz cüce yıldızlarını andıran Chandrasekhar limitine benzemektedir. Yaklaşık olarak 1.5 ile 3 güneş kütlesi arasında bir değere sahiptir ve orijinalinde 15 ile 20 güneş kütlesi yıldızının yerine geçmektedir.

Tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu limit J.Rober Oppenheimer ve Georege Volkoff tarafından 1939 yılında hesaplanmıştır ve Richard Chace Tolman tarafından çalışılmıştır. Oppenheimer ve Volkoff nötron yıldızı içindeki nötronların dejenere soğuk Fermi gazlarını oluşturduklarını kabul etmişlerdir. Bu limit kütlesini yaklaşık olarak 0.7 güneş kütlesi olmasına sebebiyet vermektedir. Modern zamanlarda ise bunun yaklaşık olarak 1.5 ile 3 güneş kütlesi arasında olduğu tahmin edilmiştir. Değerlerdeki bu belirsizlik oldukça yoğun maddelerin durum dengelerinin bilinmemesinden kaynaklanmaktadır. PSR JO348+0432 nin 2.01±0.04 lük güneş kütlesi TOV limit için bir alt sınır olarak belirlenmiştir.

Uygulama Alanları[değiştir | kaynağı değiştir]

Limitten küçük olan bir nötron yıldızında yıdızın kütlesi kısa-menzil itici nötron-nötron etkileşimlerindeki güçlü kuvvetler ile ve nötronlardaki kuantum dejenere basınç ile dengelenmiştir. Eğer kütlemiz bu limitin üstünde ise,yıldız çöker ve daha yoğun bir forma geçiş yapar. Kara delik haline geçebilir veya başka bir şekile bürünebilir. (Örneğin,quark dejenere basıncı sonrasında oluşan quark yıldızı). Kuramsal değerlerden dolayı dejenere maddenin daha eğzotik formları daha az bilinmektedir ve daha çok astrofizikçi aksi bir kanıt olmadığı sürece nötron yıldızlarının limitin üstünde olanlarının direk kara delik olarak çöktüğünü öne sürmektedir.

Kara deliliğin oluşabilmesi için TOV limiti aşan bir kütleye sahip yıldızın çökmesi gerekmektedir. Teoriye göre yıldızın gelişme sürecindeki kütle kaybı izole edilmiş bir yıldızın metallik özelliğinden kaynaklı yaklaşık olarak 10 güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olamayacağını söyler. Yapılan araştırmalara göre daha büyük kütlede olan görece sönük olan ve x-ray spektrumunda olan birkaç devasa objeye X-ray ikili sistemine göre yıldızsı kara delik oldukları düşünülmüştür. Bu tür yıldızsı kara delikler 3 ile 20 güneş kütlesi arasında kütleye sahip olan kara delik adaylarını oluşturmaktadırlar.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1.  I. Bombaci (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star". Astronomy and Astrophysics 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B.
  2. ^ R.C. Tolman (1939). "Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid". Physical Review 55 (4): 364–373. Bibcode:1939PhRv...55..364T. doi:10.1103/PhysRev.55.364.
  3. ^ J.R. Oppenheimer and G.M. Volkoff (1939). "On Massive Neutron Cores". Physical Review 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374.
  4. ^ S.E. Woosley, A. Heger, and T.A. Weaver (2002). "The Evolution and Explosion of Massive Stars". Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W.doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.
  5. ^ J.E. McClintock and R.A. Remillard (2003). "Black Hole Binaries". arXiv:astro-ph/0306213 [astro-ph]. Bibcode 2003astro.ph..6213M.
  6. ^ J. Casares (2006). "Observational Evidence for Stellar-Mass Black Holes". arXiv:astro-ph/0612312 [astro-ph]. Bibcode 2006astro.ph.12312C.
  7. English Wikipedia