奥本海默极限的上线,奥本海默极限是什么,奥本海默极限是多少
奥本海默极限的上线,奥本海默极限是什么,奥本海默极限是多少
1、.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”。
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。
若星体质量小于这个值（M），那么它将存在稳定的平衡状态；反之，将无法找到稳定的平衡解，这便是著名的奥本海默极限。当一颗依赖热核反应的能量供应的星体耗尽其能源，如果它的质量超过奥本海默极限，它将无法稳定地转化为中子星。
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。
奥本海默的工作涉及广义相对论和中子星的研究，提出了中子星的质量上限，即奥本海默极限，目前这一极限的准确值尚不明确，但一般认为大约在5至3个太阳质量之间。超过这一极限的天体可能坍缩成黑洞。
如果恒星质量小于44个太阳质量（钱德拉塞卡极限），收缩就会停止，形成白矮星。如果恒星质量没有达到太阳的2倍（奥本海默极限），收缩就会停止，形成中子星。
1、年，奥本海默与弗尔科夫在他们的研究中揭示，与白矮星相似，中子星也存在密度上限。他们结合了爱因斯坦的相对论与量子力学，探讨了中子流体的性质。然而，对于质量超过太阳70%的中子星核，他们未能找到稳定的解决方案。
2、奥本海默的结论是：“恒星最终将与其外部观察环境完全隔绝，只剩下其引力场依然存在。”有趣的是，这一开创性的工作在很长一段时间内并未得到学术界的充分认可。奥本海默的理论看似存在漏洞，暗示可能存在一种特殊压力可以平衡引力，防止恒星成为黑洞。
3、对这种极端的物质存在形态，奥本海默与斯奈德认为收缩将是不可抵挡的。同时，任何逃逸出的辐射将受到越来越强的引力红移，为了克服引力，光的波长变的越来越长。观察者将看到坍缩中的星体将发出越来越红越来越暗的光。
4、在1939年的早些时候，奥本海默与弗尔科夫（George Volkoff）证明就象白矮星一样，中子星也不能是无限致密的。他们考虑了爱因斯坦的相对论和量子力学来描述中子流体（neutron fluid）。但对中子星的核超过太阳质量70%的情形，他们没能得到稳定的解。
5、在20世纪30年代，天文学家对恒星生命周期的后续阶段展开了深入探讨。当恒星的核燃料耗尽，核反应停止时，引力的作用开始占据主导。这一转变促使恒星进入收缩阶段，其密度随之急剧上升。例如，像我们太阳这样的中等大小恒星，其命运将变为一颗白矮星，其核心是由密集的原子核和包围其间的电子海洋构成的。
6、描述了一个恒星可能会坍缩演化为一个十分致密的物体甚至光也无法摆脱它的引力束缚。这篇文章当时并没有引起大家的重视，直到1960年代，当天文学家开始认真地考虑这种极端的物体是可能存在的。普林斯顿大学的惠勒（John Wheeler）教授给这种物体命名为黑洞，现在这一概念已经成为天体物理中的标准元素。
