奥本海默高能片段在哪里(奥本海默极限等于多少)

奥本海默高能片段在哪里

奥本海默高能片段在太阳内部。太阳内部就是一个巨大的核反应堆，时时刻刻都在发生着核聚变反应，每秒钟大约可以聚变2亿吨的氢，生成96亿吨的氦，并释放出相当于400万吨氢弹的能量，产生光和热，照亮地球。

恒星质量超过钱德拉塞卡极限就会坍缩为黑洞吗?

不是的。只有质量超过10倍太阳质量的恒星，到演化终结时，才有可能坍缩为黑洞。在此质量以下的恒星不会坍缩为黑洞。另外，会形成黑洞的“极限”也不是“钱德拉塞卡极限（44倍太阳质量）”，而是“奥本海默极限（2倍太阳质量）”。而奥本海默极限指的不是恒星质量，而是演化到终结时的恒星剩余质量。

钱德拉塞卡极限是由印度裔美籍天文物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡提出来的一个理论，因此就以他的名字命名。这个理论的意思就是说恒星死亡时残留的质量不得超过钱德拉塞卡极限，否则电子简并压就无法抵御引力的压力，坍缩就将继续，最终收缩为一个中子星或者黑洞。

要形成太阳这样的黄矮星，原始星云质量必须大于太阳质量的1069倍。 ----质量小于44倍太阳质量（称为钱德拉塞卡极限）的巨星，在巨星阶段结束后能坍缩成稳定的白矮星。 质量大于钱德拉塞卡极限小于太阳质量2-3倍的巨星，坍缩成中子星。 质量大于太阳质量2-3倍的巨星，可能坍缩成黑洞。

但是在自身的能量用完后，自身的引力就成主导的力量，又没有什么力与它相抗衡就导致了这类恒星本身的崩溃，产生更为彻底的坍缩（当恒星质量比较小时，坍缩就没有那么彻底。

奥本海默的极限是什么?

1、奥本海默极限是稳定中子星的质量上限。1936年，奥本海默等证明存在一个临界质量，一颗热核能源耗尽的星体，如果质量大于这个临界质量，就不可能成为稳定的中子星，它要么经过无限坍缩形成黑洞，要么形成介于中子星与黑洞之间的其他类型的致密星，这个临界质量被称为奥本海默极限。

2、.7倍。根据查询作业帮显示，奥本海默和沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍太阳质量。奥本海默是著名美籍犹太裔物理学家，被誉为人类的“原子弹之父”。

3、奥本海默极限（TOV极限，也叫奥本海默-沃尔科夫极限）即是中子星的质量上限，类似于白矮星质量上限的钱德拉塞卡极限。如上节所述，奥本海默和沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍太阳质量，这在今天看来应该是错误的，当今的结果在5至3倍太阳质量之间。

奥本海默极限是指什么

1、奥本海默极限是稳定中子星的质量上限。1936年，奥本海默等证明存在一个临界质量，一颗热核能源耗尽的星体，如果质量大于这个临界质量，就不可能成为稳定的中子星，它要么经过无限坍缩形成黑洞，要么形成介于中子星与黑洞之间的其他类型的致密星，这个临界质量被称为奥本海默极限。

2、托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限（TOV极限，也叫奥本海默-沃尔科夫极限）即是中子星的质量上限，类似于白矮星质量上限的钱德拉塞卡极限。如上节所述，奥本海默和沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍太阳质量，这在今天看来应该是错误的，当今的结果在5至3倍太阳质量之间 。

3、中子星的质量上限M 就是奥本海默极限。如果采用更接近实际的中子物态方程。奥本海默极限的数值将不同于原来的数值。由于目前有关密度大于 10克/厘米时的物态方程还不确定﹐中子星的质量上限也不确定﹐一般可取为2M 。

4、现在天体物理学家的计算结果应当是太阳质量的两到三倍，我们把这个极限称为奥本海默-弗尔科夫极限。总之，对于一个足够大的星核，坍缩必须继续，但这次我们将得到什么呢？奥本海默与斯奈德在1939年回答了这个问题。既然一个静态的解是不可能的，他们就去寻找一直随时间变化的解，即连续的收缩。