Granica Tolmana–Oppenheimera–Volkoffa - Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit
Granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa (lub granica TOV ) to górna granica masy zimnych, nierotujących gwiazd neutronowych , analogiczna do granicy Chandrasekhara dla białych karłów .
Prace teoretyczne w 1996 r. umieściły granicę na około 1,5 do 3,0 mas Słońca, co odpowiada oryginalnej masie gwiazdy wynoszącej od 15 do 20 mas Słońca; dodatkowe prace w tym samym roku dały dokładniejszy zakres od 2,2 do 2,9 mas Słońca.
Obserwacje GW170817 , pierwszego zdarzenia fali grawitacyjnej spowodowanego scalaniem się gwiazd neutronowych (o których uważa się, że zapadły się w czarną dziurę w ciągu kilku sekund po połączeniu), określiły granicę na bliską 2,17 M ☉ (masy słoneczne). Wartość ta była jednak niespójna z danymi plateau dla krótkich błysków promieniowania gamma , co sugerowało wartość M TOV = 2,37 M ☉ . Ponowna analiza danych o zdarzeniach GW170817 w 2019 r. skutkowała wyższą wartością M TOV = 2,3 M ☉ . Gwiazda neutronowa w parze binarnej (PSR J2215+5135) została zmierzona, aby miała masę bliską tej granicy,2,27+0,17
-0,15 M ☉ . Bardziej pewny pomiar PSR J0740+6620 , pulsara zaćmionego przez białego karła, daje masę2.140,10
-0,09 M ☉ .
Uważa się, że w przypadku sztywno wirującej gwiazdy neutronowej granica masy wzrasta nawet o 18-20%.
Historia
Pomysł, że powinna istnieć absolutna górna granica masy zimnego (w odróżnieniu od wspomaganego ciśnieniem termicznym) samograwitującego ciała, pochodzi z pracy Leva Landaua z 1932 roku , opartej na zasadzie wykluczenia Pauliego . Zasada Pauliego pokazuje, że cząstki fermionowe w wystarczająco skompresowanej materii zostałyby zmuszone do stanów energetycznych tak wysokich, że ich wkład masy spoczynkowej stałby się nieistotny w porównaniu z relatywistycznym wkładem kinetycznym (RKC). RKC jest określane właśnie przez odpowiednią kwantową długość fali λ , która byłaby rzędu średniej separacji międzycząstkowej. Jeśli chodzi o jednostki Plancka , przy zredukowanej stałej Plancka ħ , prędkości światła c i stałej grawitacyjnej G równej jeden, będzie odpowiednie ciśnienie podane z grubsza przez
Przy górnej granicy masy ciśnienie to będzie równe ciśnieniu potrzebnemu do oparcia się grawitacji. Ciśnienie przeciw grawitacji dla ciała o masie M zostanie podane zgodnie z twierdzeniem wirialnym z grubsza przez
gdzie ρ jest gęstością. Będzie to podane przez ρ = m/λ 3, gdzie m jest odpowiednią masą na cząstkę. Widać, że długość fali znosi się tak, że otrzymujemy przybliżoną formułę graniczną masy o bardzo prostej postaci
W tej relacji, m może być z grubsza podane przez masę protonu . Dotyczy to nawet przypadku białego karła ( granica Chandrasekhara ), dla którego cząstki fermionowe zapewniające ciśnienie są elektronami. Dzieje się tak, ponieważ gęstość masową zapewniają jądra, w których neutrony są co najwyżej mniej więcej tak liczne jak protony. Podobnie protony, dla neutralności ładunku, muszą być dokładnie tak liczne, jak elektrony na zewnątrz.
W przypadku gwiazd neutronowych granicę tę po raz pierwszy opracowali J. Robert Oppenheimer i George Volkoff w 1939 r., korzystając z pracy Richarda Chace Tolmana . Oppenheimer i Volkoff założyli, że neutrony w gwieździe neutronowej utworzyły zdegenerowany zimny gaz Fermiego . W ten sposób uzyskali graniczną masę około 0,7 mas Słońca , czyli mniej niż granica Chandrasekhara dla białych karłów. Biorąc pod uwagę silne jądrowe siły odpychania między neutronami, współczesne prace prowadzą do znacznie wyższych szacunków, w zakresie od około 1,5 do 3,0 mas Słońca. Niepewność wartości odzwierciedla fakt, że równania stanu dla materii ekstremalnie gęstej nie są dobrze znane. Masa pulsara PSR J0348+0432 , at2,01 ± 0,04 mas Słońca, stawia dolną granicę empiryczną na granicy TOV.
Aplikacje
W gwieździe neutronowej mniej masywnej niż limit, ciężar gwiazdy jest równoważony przez odpychające oddziaływania krótkiego zasięgu neutron-neutron, w których pośredniczy siła silna, a także ciśnienie degeneracji kwantowej neutronów, zapobiegające zapadaniu się. Jeśli jej masa przekroczy limit, gwiazda zapadnie się do jakiejś gęstszej formy. Może tworzyć czarną dziurę lub zmieniać skład i być wspierany w inny sposób (na przykład przez ciśnienie degeneracji kwarków, jeśli stanie się gwiazdą kwarkową ). Ponieważ właściwości hipotetycznych, bardziej egzotycznych form zdegenerowanej materii są jeszcze słabiej poznane niż właściwości materii zdegenerowanej neutronowo, większość astrofizyków zakłada, przy braku dowodów przeciwnych, że gwiazda neutronowa powyżej tej granicy zapada się bezpośrednio w czarną barwę. otwór.
Czarny otwór utworzony przez załamania pojedynczej gwiazdy może mieć masę przekroczenia Granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa. Teoria przewiduje, że z powodu utraty masy podczas ewolucji gwiazd , czarna dziura uformowana z odizolowanej gwiazdy o metalicznym wyglądzie Słońca może mieć masę nie większą niż około 10 mas Słońca . :Figa. 16 Obserwacyjnie, ze względu na ich dużą masę, względną słabość i widma rentgenowskie, wiele masywnych obiektów w rentgenowskich układach podwójnych uważa się za gwiezdne czarne dziury. Szacuje się, że ci kandydaci na czarne dziury mają masy od 3 do 20 mas Słońca . FAM nie wykryto czarne łączenia otworów obejmujących czarnych dziur w zakresie 7.5-50 masy przed słońcem; możliwe – choć mało prawdopodobne – że te czarne dziury były same w sobie wynikiem poprzednich fuzji.
Lista najbardziej masywnych gwiazd neutronowych
Poniżej znajduje się lista gwiazd neutronowych, które zbliżają się do granicy TOV od dołu.
| Nazwa | Masa ( M ☉ ) |
Odległość ( ly ) |
Klasa towarzysząca | Metoda wyznaczania masy | Uwagi | Odn. |
|---|---|---|---|---|---|---|
| PSR J1748-2021 B | 2,74+0,21 −0,21 |
27 700 | D | Stopa wyprzedzenia periastronu . | W gromadzie kulistej NGC 6440 . | |
| 4U 1700-37 | 2,44+0,27 -0,27 |
6910 ± 1120 | O6.5Iaf + | Symulacje Monte Carlo z comptonization cieplnej procesu. | System HMXB . | |
| PSR J1311–3430 | 2,15–2,7 | 6500-12700 | Obiekt podgwiezdny | Obserwacja spektroskopowa i fotometryczna . | Pulsar czarna wdowa. | |
| PSR B1957+20 | 2,40,12 -0,12 |
6500 | Obiekt podgwiezdny | Tempo wyprzedzenia peristronu. | Prototypowa gwiazda pulsarów czarnej wdowy. | |
| PSR J1600-3053 | 2,3+0,7 −0,6 |
6500 ± 1000 | D | Analiza Fouriera z Shapiro opóźnienia „stosunek S ortometryczna. | ||
| PSR J2215+5135 | 2,27+0,17 -0,15 |
10 000 | G5V | Innowacyjny pomiar prędkości radialnej towarzysza . | Pulsar Redback. | |
| XMMU J013236.7+303228 | 2.2+ 0,8-0,6 |
2 730 000 | B1.5 IV | Szczegółowe modelowanie spektroskopowe. | W M33 system HMXB. | |
| PSR J0740+6620 | 2.140,10 -0,11 |
4600 | D | Parametr zasięgu i kształtu opóźnienia Shapiro. | Najbardziej masywna gwiazda neutronowa o dobrze ograniczonej masie | |
| PSR J0751+1807 | 2.10+0,2 −0,2 |
6500 ± 1300 | D | Precyzyjne pomiary czasu impulsów relatywistycznego rozpadu orbity . | ||
| PSR J0348+0432 | 2.01+0,04 −0,04 |
2100 | D | Obserwacja spektroskopowa i wywołany przez falę grawitacyjną rozpad orbitalny towarzysza. | ||
| PSR B1516+02B | 1,94+0,17 -0,19 |
24 500 | D | Tempo wyprzedzenia peristronu. | W gromadzie kulistej M5 . | |
| PSR J1614-2230 | 1.908+0,016 −0,016 |
3900 | D | Parametr zasięgu i kształtu opóźnienia Shapiro. | W dysku galaktycznym Drogi Mlecznej . | |
| Vela X-1 | 1,880,13 -0,13 |
6200 ± 650 | B0.5Ib | Tempo wyprzedzenia peristronu. | Prototypowy wolnostojący system HMXB. |
Lista najmniej masywnych czarnych dziur
Poniżej znajduje się lista czarnych dziur, które zbliżają się do granicy TOV z góry.
| Nazwa | Masa ( M ☉ ) |
Odległość ( ly ) |
Klasa towarzysząca | Metoda wyznaczania masy | Uwagi | Odn. |
|---|---|---|---|---|---|---|
| V723 Monocerotis | 3,04+0,06 −0,06 |
1500 | K0/K1III | Spektroskopowe pomiary prędkości radialnych towarzysza. | Masa może być niedoszacowana z powodu niedokładnego pomiaru odległości do gwiazdy towarzyszącej. | |
| 2MASA J05215658+4359220 | 3,3+2,8 -0,7 |
10 000 | olbrzym typu K (?) | Spektroskopowe pomiary prędkości radialnych nieoddziałującego towarzysza. | Na obrzeżach Drogi Mlecznej. | |
| Pozostałość po GW190425 | 3.4+0,3 −0,1 |
518 600 000 | Nie dotyczy | Dane fal grawitacyjnych dotyczące łączenia się gwiazd neutronowych z interferometrów LIGO i Virgo. | 97% szans na szybkie zapadnięcie się w czarną dziurę natychmiast po połączeniu. | |
| NGC3201-1 | 4.360,41 -0,41 |
15600 | (Zobacz notatki) | Spektroskopowe pomiary prędkości radialnych nieoddziałującego towarzysza. | W gromadzie kulistej NGC 3201 . Towarzysz jest 0,8 M ☉ wyłączenie sekwencji głównej . | |
| HR 6819 (QV Tel) | 5.0+0,4 −0,4 |
1,120 | Bądź/B3III | Spektroskopowe pomiary prędkości radialnych towarzysza. | Niezgodna czarna dziura. | Michelle Starr (2020-10-20). „Najbliższa na Ziemi czarna dziura może w rzeczywistości nie być czarną dziurą” . Źródło 2020-12-20 . |
|
GRO J1719-24 / GRS 1716-249 |
≥4,9 | 8500 | K0-5 V | Fotometria w bliskiej podczerwieni towarzysza i strumienia Eddingtona . | System LMXB . | |
| 4U 1543-47 | 5.0+2,5 -2,3 |
30 000 ± 3500 | A2 (V?) | Spektroskopowe pomiary prędkości radialnych towarzysza. | System SXT. | |
| XTE J1650-500 | ≥5,1 | 8500 ± 2300 | K4V | Modelowanie rezonansu orbitalnego z QPO | Przejściowe binarne źródło promieniowania rentgenowskiego | |
| GRO J1655-40 | 5.31+0,07 −0,07 |
<5,500 | F6IV | Precyzyjne obserwacje rentgenowskie z RossiXTE . | System LMXB. | |
| GX 339-4 | 5,9+3,6 −3,6 |
26 000 | Nie dotyczy |
Lista obiektów w przerwie masy
Ta lista zawiera obiekty, które mogą być gwiazdami neutronowymi, czarnymi dziurami, gwiazdami kwarkowymi lub innymi egzotycznymi obiektami. Ta lista różni się od listy najmniej masywnych czarnych dziur z powodu nieokreślonej natury tych obiektów, głównie z powodu nieokreślonej masy lub innych słabych danych obserwacyjnych.
| Nazwa | Masa ( M ☉ ) |
Odległość ( ly ) |
Klasa towarzysząca | Metoda wyznaczania masy | Uwagi | Odn. |
|---|---|---|---|---|---|---|
| GW170817 resztka „s | 2,740,04 -0,01 |
144.000.000 | Nie dotyczy | Dane fal grawitacyjnych dotyczące łączenia się gwiazd neutronowych z interferometrów LIGO i Virgo . | W NGC 4993 . Prawdopodobnie zapadł się w czarną dziurę 5–10 sekund po połączeniu. | |
| SS 433 | 3,0–30,0 | 18 000 ± 700 | A7Ib | Pierwszy odkryty układ mikrokwazarów. Potwierdzono, że ma pole magnetyczne, które jest nietypowe dla czarnej dziury; jednak może to być pole dysku akrecyjnego, a nie zwartego obiektu. | ||
| LB-1 | 2,0-70,0 | około. 7000 | Bądź gwiazdą / pozbawioną helu gwiazdą | Początkowo uważano, że jest to pierwsza czarna dziura w luce mas niestabilności par. | ||
| Łabędź X-3 | 2,0–5,0 | 24100 ± 3600 | WN4-6 | Spektroskopia w bliskiej podczerwieni i dopasowanie modelu atmosfery towarzysza. | System mikrokwazarów. Główne różnice między widmem Cyg X-3 a typową akrecyjną BH można wyjaśnić właściwościami gwiazdy towarzyszącej. | |
| LS I +61 303 | 1,0 - 4,0 | 7000 | B0Ve | Spektroskopowe pomiary prędkości radialnych towarzysza. | System mikrokwazarów. Ma widmo typowe dla czarnych dziur, jednak emituje promieniowanie gamma HE i VHE podobne do gwiazd neutronowych LS_2883 i HESS J0632+057, a także tajemniczego obiektu LS 5039 . | |
| LS 5039 | 3,7+1,3 -1,0 |
8200 ± 300 | O(f)N6,5V | Spektroskopia średniodyspersyjna i dopasowanie modelu atmosfery towarzyszącej. | System mikrokwazarów . Tylko najniższa możliwa masa pozwala nie być czarną dziurą. | |
| GRO J0422 + 32 / V518 Per | 3,97+0,95 -1,87 |
8500 | M4,5V | Modelowanie fotometrycznej krzywej blasku . | System SXT . Tylko masa bliska najniższej możliwej pozwala nie być czarną dziurą. |