Límite de Oppenheimer-Volkov
La versión actual de la página aún no ha sido revisada por colaboradores experimentados y puede diferir significativamente de la
versión revisada el 30 de agosto de 2022; la verificación requiere
1 edición .
El límite de Oppenheimer-Volkov es el límite superior de la masa de una estrella de neutrones que no gira en el que aún no colapsa en un agujero negro [1] . Si la masa de la estrella de neutrones es menor que este valor, la presión del gas de neutrones degenerados puede anular las fuerzas de la gravedad . Al mismo tiempo, el límite de Oppenheimer-Volkov es el límite inferior de la masa de los agujeros negros formados durante la evolución de las estrellas .
Historia
El valor lleva el nombre de R. Oppenheimer y J. M. Volkov , quienes publicaron en 1939 [2] , utilizando los desarrollos de R. C. Tolman , cuyo artículo fue publicado en la misma revista [3] . En su artículo, Oppenheimer y Volkov estimaron este límite en 0.71 M ☉ [4] , este estimado se obtuvo en base a la ecuación de estado , la cual no tuvo en cuenta la repulsión neutrón-neutrón debido a la interacción fuerte , que en ese momento prácticamente no fue estudiado [5] [6] .
La ecuación de estado para la materia bariónica degenerada con una densidad extremadamente alta (~ 10 14 g/cm³ [7] ) no se conoce con exactitud ni siquiera ahora y, por lo tanto, también se desconoce el valor exacto de la masa límite de una estrella de neutrones. Durante mucho tiempo, las mejores estimaciones teóricas del límite de Oppenheimer-Volkov tenían una gran incertidumbre y oscilaban entre 1,6 y 3 Mʘ [1] [8] .
La astronomía de ondas gravitacionales permitió refinar significativamente el límite de Oppenheimer-Volkov: según el análisis del evento GW170817 ( fusión de estrellas de neutrones ), para una estrella de neutrones que no gira, está en el rango de 2,01 a 2,16 masas solares. La masa de una estrella de neutrones que gira rápidamente puede superar este valor en aproximadamente un 20 % [9] .
Datos experimentales
La cuestión del intervalo entre las estrellas de neutrones más pesadas y los agujeros negros más ligeros está actualmente abierta [10] [11] .
- La estrella de neutrones más masiva (hasta ahora descubierta) PSR J0740+6620 tiene una masa de 2,17 Mʘ [12]
- Hasta 2008, GRO J1655-40 con una masa de 6,3 Mʘ se consideraba el agujero negro menos masivo (de los conocidos) [13] . En 2008, los estudios mostraron que la masa del agujero negro XTE J1650-500 , descubierto en 2001, es de 3,8 ± 0,5 masas solares [13] [14] , pero esta afirmación se retiró más tarde, una nueva estimación de su masa — 9,7 ± 1,6 Mʘ [15] . Otro candidato para el estatus de agujero negro de menor masa es GRO J0422+32 , cuya masa se estimó en 3,97±0,95 M ʘ [16] , luego en 2,1 M ʘ , lo que arroja dudas sobre si este objeto agujeros negros [10] .
- Evento gravitacional GW190814 : se registró una colisión de un agujero negro con una masa de 22,2-24,3 masas solares con cierto "objeto misterioso" cuya masa era de 2,50-2,67 masas solares. Según los científicos que trabajan en el proyecto LIGO - VIRGO , "no sabemos si este objeto es la estrella de neutrones más pesada que se conoce o el agujero negro más ligero que se conoce, pero en cualquier caso es un récord".
Véase también
Notas
- ↑ 1 2 Diccionario de física : [ ing. ] / Jonathan Law, Richard Rennie. - 7. - Oxford University Press, 2015. - S. 403. - 672 p. — ISBN 9780198714743 .
- ↑ J.R. Oppenheimer y GM Volkoff. Sobre núcleos de neutrones masivos: [ ing. ] // Revisión física. - 1939. - T. 55, núm. 4 (15 de febrero). - S. 374. - doi : 10.1103/PhysRev.55.374 .
- ↑ Richard C. Tolman. Soluciones estáticas de las ecuaciones de campo de Einstein para esferas de fluido: [ ing. ] // Revisión física. - 1939. - T. 55, núm. 4 (15 de febrero). - S. 364. - doi : 10.1103/PhysRev.55.364 .
- ↑ Esto es menos que el límite de Chandrasekhar de 1,4 Mʘ , ya conocido en ese momento.
- ↑ SW Hawking, W. Israel. Trescientos años de gravitación ] . - Cambridge University Press, 1989. - S. 226. - 690 p. — ISBN 9780521379762 .
- ↑ P. Haensel, AY Potekhin, DG Yakovlev. Estrellas de Neutrones 1 : Ecuación de Estado y Estructura. - Nueva York, EE. UU.: Springer Science & Business Media, 2007. - P. 5. - 620 p. — (Biblioteca de Astrofísica y Ciencias del Espacio). - ISBN 978-0-387-47301-7 .
- ↑ esto, en particular, es ~10 8 veces mayor que la densidad de las enanas blancas
- ↑ Ian Ridpath. Diccionario de astronomía : [ ing. ] . - Oxford: OUP, 2012. - S. 341. - 534 p. — ISBN 9780199609055 .
- ↑ Dmitri Trunin . Los astrofísicos han especificado la masa límite de las estrellas de neutrones , N+1 (17 de enero de 2018). Archivado desde el original el 25 de marzo de 2019. Consultado el 25 de marzo de 2019.
- ↑ 1 2 Kreidberg, Laura; Bailyn, Charles D.; Farr, Will M.; Kalogera, Vicky. Mediciones de masa de agujeros negros en transitorios de rayos X: ¿hay una brecha de masa? : [ Inglés ] ] // El diario astrofísico. - 2012. - T. 757, nº 1 (4 de septiembre). - S. 36. - doi : 10.1088/0004-637X/757/1/36 .
- ↑ Ethan Siegel. El agujero negro más pequeño del universo . ¡Comienza con una explosión! . Medium.com (25 de junio de 2014). Consultado el 23 de noviembre de 2017. Archivado desde el original el 1 de diciembre de 2017.
- ↑ Timur Keshelava. Se ha encontrado la estrella de neutrones más masiva . N+1 (19 de abril de 2019). “La estimación teórica más precisa para el límite superior es de 2,16 masas solares, según la información sobre las ondas gravitacionales radiadas en la única fusión de estrellas de neutrones conocida hasta ahora. Sin embargo, dentro de los límites de errores, estos valores son consistentes. Consultado el 28 de agosto de 2019. Archivado desde el original el 28 de agosto de 2019. (indefinido)
- ↑ 12 Andrea Thompson . El agujero negro más pequeño encontrado , Space.com: Science & Astronomy (1 de abril de 2008). Archivado desde el original el 12 de febrero de 2018. Consultado el 23 de noviembre de 2017.
- ↑ Los científicos de la NASA identifican el agujero negro más pequeño conocido . nasa _ Consultado el 22 de enero de 2009. Archivado desde el original el 25 de agosto de 2011.
- ↑ Nickolai Shaposhnikov y Lev Titarchuk. Determinación de masas de agujeros negros en binarios de agujeros negros galácticos usando escalado de características espectrales y de variabilidad : [ ing. ] // El diario astrofísico. - 2009. - T. 699 (12 junio). - S. 453. - doi : 10.1088/0004-637X/699/1/453 .
- ↑ Gelino, Dawn M.; Harrison, Thomas E. GRO J0422+32: ¿El agujero negro de menor masa? : [ Inglés ] ] // El diario astrofísico. - 2003. - T. 599, N° 2. - S. 1254. - doi : 10.1086/379311 .
Enlaces