奥本海默极限计算公式,奥本海默极限是指什么

钱德拉塞卡极限和奥本海默极限为什么是白矮星和中子星的生死线?_百度...

1、而所谓的钱德拉塞卡极限和奥本海默极限也就是根据电子简并压和中子简并压的压力大小计算出来的。 这两个极限是白矮星和中子星的生死线，一旦突破，就会发生性质的变化，就做不成它们自己了。 这个理论认为，白矮星质量到达太阳的44倍，就会发生质变。

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、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。

3、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。

4、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。

5、现代天体物理学家的计算结果显示，这个极限大约在太阳质量的两到三倍之间，我们称其为奥本海默-弗尔科夫极限。面对这个理论挑战，奥本海默与斯奈德在同一年提出了新的解他们放弃了静态解的设想，转向了动态解，即星核持续收缩的过程。

托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限的方程形式

这里简单叙述为，对于一个满足托尔曼-奥本海默-沃尔科夫方程的解，度规具有如下形式 其中 满足约束条件 当系统的状态方程（EOS，它建立了密度与压力的关系） 确定后，托尔曼-奥本海默-沃尔科夫方程能够完全决定这个球对称且各向同性的系统在引力平衡状态下的结构。

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。

依据爱因斯坦的广义相对论，当一颗垂死恒星崩溃，它会向中心塌缩，质量大于托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限（Tolman-Oppenheimer-Volkoff Equation，也叫TOV极限，估计在5-4倍太阳质量左右）则会无限地坍缩。直到最后形成体积接近无限小、密度几乎无限大的星体（几乎为奇点）。

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。这个黑洞相对较小，但密度却非常大，产生了令人难以相信的巨大的引力。

恒星质量超过钱德拉塞卡极限就会坍缩为黑洞吗?

1、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。

2、黑洞的形成机制至今不完全清楚，但普遍认为它们是由恒星在其生命周期结束时坍缩而成的。具体来说，一个黑洞可能是一颗质量超过特定上限的恒星在演化至生命晚期时形成的。当一颗恒星的质量超过钱德拉塞卡极限，它将无法通过核聚变维持自身稳定，最终会经历坍缩。

3、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。需要注意，这里的质量是坍缩之前的质量，主序星阶段质量要比它大。