Tolman-Oppenheimer-Volkoffen muga

Wikipedia(e)tik
Hona jo: nabigazioa, Bilatu

Tolman-Oppenheimer-Volkoffen muga (TOV) endekatutako neutroi materiaz (neutroi izarrak) osatutako izarren masarako goi muga bat da. Nano zurientzat Chandrasekharren muga den gauza bera da.

Historikoa eta garapenak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Muga hau Julius Robert Oppenheimerrek eta George Michael Volkoffek kalkulatu zuten 1939an Richard Trace Tolmanek aurretik egindako lan bat erabiliz. Oppenheimerrek eta Volkoffek neutroi izar bateko neutroiek endekatutako Fermi gas hotz bat eratzen zutela ikusi zuten. Honek masa hori 0,7 eguzki masara mugatzea dakar. Estimazio modernoek muga hori 1,5 eta 3 eguzki masa bitartean ezartzen dute. Balioetan dagoen ziurgabetasunak biziki dentsoa den materiarentzako egoera ekuazioak oraindik ez direla ondo ezagutzen adierazten du.

Kontsiderazioren batzuk[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Muga baino arinagoa den neutro izar batean, izarraren pisua neutroi-neutroi distantzia laburreko banaketa elkarreraginek jasaten dute, tartean elkarreragin nuklear indartsua dagoelarik, baita neutroien endekapenak eragindako presioa ere. Neutroi izar bat muga baino astunagoa bada, kolapsatu egingo da forma dentsoago bat hartuz. Zulo beltz bat sor dezake, edo bere konposaketa aldatu eta beste mekanismoren batean jasan (adibidez quarken endekapenaren presioagatik quark izar bihurtu).

Endekatutako materiazko forma hipotetiko exotikoagoen propietateak endekatutako neutroizko materiazkoak baino ezezagunagoak direnez, kontrako ebidentziarik egon ezean astrofisikari askok mugatik gora dagoen neutroi izar bat zuzenean zulo beltz batean kolapsatzen dela onartzen dute.

Banakako izarren kolapsoagatik sortutako zulo beltzek 1,5-3 (TOV muga) eta 10 eguzki masa bitarteko masa dute.

Banakako izar baten kolapsoagatik sortutako zulo beltz batek Tolman-Oppenheimer-Volkoffen muga gainditzen duen masa bat izan behar du. Teoriak hau aurreikusten du izar eboluzioan gertatzen den masa galeraren ondorioz. Isolatutako izar baten bidez sortutako zulo beltz batek ez du izan behar gutxi gora-behera 10 eguzki masa baino gehiagoko masarik. Behaketetan, euren masa handien, hauskortasun erlatiboaren eta X izpien espektruaren ondorioz, X izpiko objektu masibo bitar asko zulo beltz estelar bezala proposatuak dira. Zulo beltz izateko hautagaiak diren hauen masa 3 eta 20 eguzki masa bitartean estimatzen da.