奥本海默极限是什么 (什么叫奥本海默极限)
奥本海默极限是什么 (什么叫奥本海默极限)
.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”。
所以在形成黑洞后的演化过程中质量就只只能增加不会减少了。直到有一天宇宙微波背景辐射温度低于黑洞霍金辐射温度时，黑洞才有机会再度减少质量了。对于恒星级黑洞来说，这将是个遥远的将来才会发生的事情。
中子星的质量超过奥本海默-沃尔可夫极限（5-0倍太阳质量），就会继续坍缩成为一个黑洞。黑洞是宇宙中的极端天体，人类通过其对周边时空的扭曲扰动，才能探测到它的存在，在其引力范围内，是空空如也的一片漆黑，什么也看不到。
黑洞是由于恒星坍塌而形成的。通常恒星最初只含氢元素，恒星内部的氢原子核时刻相互碰撞，发生聚变。由于恒星质量很大，聚变产生的能量与恒星万有引力抗衡，以维持恒星结构的稳定。由于氢原子核的聚变产生新的元素——氦元素，接着，氦原子也参与聚变，改变结构，生成锂元素。
倍。以太阳质量为准：1-10倍 恒星塌缩后压垮了原子。把原子核压到了一起。这样是白矮星。10-30倍 恒星塌缩后引力会把原子核也压碎。而把中子挤在一起。这样是中子星。30倍以上的恒星。最后把所有的基本粒子通通压烂。成了一粒“夸克糊”，几乎没有体积的一个“点”。这就是黑洞。
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”。
2、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。
3、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 。
4、并不是，约3倍太阳质量的极限是中子星与黑洞的界限，叫做奥本海默极限，奥本海默极限是稳定中子星的质量上限。
1、致密恒星的质量低于44倍太阳质量，则可能是白矮星，但质量大于奥本海默-沃尔可夫极限（2倍太阳质量）的恒星会继续发生引力坍缩，则无可避免的将产生黑洞。
2、致密恒星的质量低于44倍太阳质量，则可能是白矮星，但质量大于奥本海默-沃尔可夫极限（5-0倍太阳质量）的中子星会继续发生引力坍缩，则无可避免的将产生黑洞。
3、如果在这个过程中，到这个过程结束后，中子星质量仍未达到奥本海默-沃尔科夫极限，则结果是成为一颗质量更大、尺度更小的中子星。如果质量超过了奥本海默-沃尔科夫极限，一般认为它将不可避免地坍缩为一个黑洞。不过目前认为，它还可能演化为介于中子星和黑洞之间的另一类致密星。
4、年奥本海默和沃尔科夫通过计算建立了第一个中子星的模型。 中子星是处于演化后期的恒星，它也是在老年恒星的中心形成的。只不过能够形成中子星的恒星，其质量更大罢了。
5、而其质量将在在5－3倍太阳质量之间，这个最大质量称为奥本海默-沃尔科夫极限。中子星的质量不能小于钱德拉塞卡极限，如果小于这个限度，引力就不能压缩恒星内核，中子星就不能形成，就是白矮星。
6、重力开始向中心无限坍缩，然后形成“黑洞”，黑洞的中心往往是一个奇点。目前黑洞有两个经典的极限值，第一个是奥本海默-沃尔科夫极限（冷中子星质量上限）接近17双太阳质量。如果一颗冷中子星超过了这个极限，它很可能会因为强引力而坍缩成一个黑洞。第二个是著名的史瓦西半径。
1、托尔曼（Richard C. Tolman）在1934年和1939年间分析了球对称度规 ，而这个方程的形式则是由奥本海默和沃尔科夫（George Volkoff）借助托尔曼的工作在他们1939年的论文《在巨大的中子核上》中推导出的。
2、托尔曼-奥本海默-沃尔科夫方程也因此特别叫做恒星的流体静力学平衡方程。如果这个方程被用来描述一个真空中的束缚星体，在边界上需要应用零压力条件 以及条件 。
3、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。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。
4、奥本海默 ― 沃尔科夫极限 （ 中子星的质量上限 ） 0×10**33 ↓http：//samuel.lamost.org/basic/dict/baike/twdbk2757html 1936年，奥本海默等首先讨论了由简并中子态物质构成的致密星体，即中子星的平衡和稳定性。这种星体的性质，主要由自引力和简并中子压力二者之间的平衡决定。
5、恒星种类是在恒星内爆时产生的。一旦一颗大质量的恒星耗尽燃料，重力就会占据上风，恒星本身就会向内坍塌。大多数恒星都会爆炸，留下一颗白矮星或中子星。然而，那些最终质量超过托尔曼·奥本海默极限的恒星（将会被称为沃尔科夫极限 ）继续坍缩，直到形成一个恒星黑洞。
当星体的质量小于M 时﹐存在稳定的平衡解﹔反之﹐没有稳定的平衡解。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 。
例如理论中的夸克星，这个临界质量被称为奥本海默极限。所以一般我们认为恒星寿终正寝之后所遗留的核心物质质量大于4倍的太阳质量就会坍塌成为黑洞。纯手写望采纳。
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。
.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”。
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。
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。
