톨만-오펜하이머-볼코프 한계

톨만-오펜하이머-볼코프 한계(Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit, 또는 TOV 한계)는 차갑고 회전하지 않는 중성자별의 질량에 대한 상한으로, 백색왜성의 찬드라세카르 한계와 유사하다. 중성자 별의 병합으로 인한 첫 번째 중력파 사건인 GW170817을 관찰하면(합체 후 몇 초 내에 블랙홀로 붕괴된 것으로 생각됨) 태양 질량의 2.17배에 가깝다는 것을 암시한다.[1] 쌍성계를 이루는 중성자별은 질량이 에 근접하거나 약간 초과하는 질량을 갖는 것으로 측정되었다.[2][3] 1995년 연구는 대략 1.5에서 3.0 태양질량에 한계를 두었지만,[4] 엄격히 하면 회전하는 중성자별은 한계가 최대 18%까지 증가할 것으로 간주한다.[5][6]

같이 보기

각주

  1. ↑ Linares, M.; Shahbaz, T.; Casares, J.; Grossan, Bruce (2018). “Peering into the Dark Side: Magnesium Lines Establish a Massive Neutron Star in PSR J2215+5135”. 《The Astrophysical Journal》 859 (1): 54. arXiv:1805.08799. Bibcode:2018ApJ...859...54L. doi:10.3847/1538-4357/aabde6. S2CID 73601673. 
  2. ↑ Cromartie, H. T.; Fonseca, E.; Ransom, S. M.; 외. (2019). “Relativistic Shapiro delay measurements of an extremely massive millisecond pulsar”. 《Nature Astronomy》 4: 72–76. arXiv:1904.06759. Bibcode:2019NatAs.tmp..439C. doi:10.1038/s41550-019-0880-2. S2CID 118647384. 
  3. ↑ Plait, Phil (2019년 9월 17일). “Record breaker: Astronomers find the most massive neutron star known”. 《Bad Astronomy》. 2019년 9월 19일에 확인함. 
  4. ↑ Bombaci, I. (1996). “The Maximum Mass of a Neutron Star”. 《Astronomy and Astrophysics》 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B. 
  5. ↑ Cho, A. (2018년 2월 16일). “A weight limit emerges for neutron stars”. 《Science》 359 (6377): 724–725. Bibcode:2018Sci...359..724C. doi:10.1126/science.359.6377.724. PMID 29449468. 
  6. ↑ Rezzolla, L.; Most, E. R.; Weih, L. R. (2018년 1월 9일). “Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars”. 《Astrophysical Journal》 852 (2): L25. arXiv:1711.00314. Bibcode:2018ApJ...852L..25R. doi:10.3847/2041-8213/aaa401. S2CID 119359694. 
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