✖


Jump to content

Предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова

(Перенаправлено с лимита TOV )

Предел Толмана -Оппенгеймера-Волкова (или предел TOV ) — это верхняя граница массы холодных невращающихся нейтронных звезд , аналогичная пределу Чандрасекара для белых карликов звезд . Звезды, массивнее которых превышает предел TOV, коллапсируют в черную дыру . Первоначальный расчет 1939 года, в котором не учитывались такие осложнения, как ядерные силы между нейтронами, установил этот предел примерно на уровне 0,7 солнечной массы ( M ☉ ). Позже более точный анализ привел к более высоким значениям.

Теоретическая работа 1996 года установила предел примерно от 1,5 до 3,0 M ☉ , [1] соответствует исходной звездной массе от 15 до 20 M ☉ ; дополнительные работы в том же году дали более точный диапазон от 2,2 до 2,9 М ☉ . [2]

Данные GW170817 , первого наблюдения гравитационных волн, приписываемого слиянию нейтронных звезд (считалось, что они коллапсировали в черную дыру). [3] в течение нескольких секунд после слияния [4] ) установил предел в диапазоне от 2,01 до 2,17 М ☉ . [5]

В случае жестко вращающейся нейтронной звезды, то есть все уровни внутри звезды вращаются с одинаковой скоростью, считается, что предел массы увеличивается на 18–20%. [4] [5]

История

[ редактировать ]

Идея о том, что должен существовать абсолютный верхний предел массы холодного (в отличие от поддерживаемого тепловым давлением) самогравитирующего тела, восходит к работе Льва Ландау 1932 года , основанной на принципе исключения Паули . Принцип Паули показывает, что фермионные частицы в достаточно сжатой материи будут переведены в настолько высокие энергетические состояния, что их вклад в массу покоя станет незначительным по сравнению с релятивистским кинетическим вкладом (RKC). RKC определяется только соответствующей квантовой длиной волны λ , которая будет порядка среднего расстояния между частицами. В единицах Планка , когда приведенная постоянная Планка ħ , скорость света c и гравитационная постоянная G равны единице, будет соответствующее давление, примерно определяемое как

.

При верхнем пределе массы это давление будет равно давлению, необходимому для сопротивления гравитации. Давление, необходимое для сопротивления гравитации для тела массой M, будет согласно теореме вириала примерно равно

,

где ρ — плотность. Это будет определяться формулой ρ = ⁠ м / л 3 ⁠ , где m — соответствующая масса частицы. Видно, что длина волны сокращается, и получается приблизительная формула предела массы очень простой формы:

.

В этом соотношении m можно принять примерно равным массе протона . Это применимо даже в случае белого карлика ( предел Чандрасекара ), для которого фермионные частицы, обеспечивающие давление, являются электронами. Это происходит потому, что плотность массы обеспечивается ядрами, в которых количество нейтронов не превышает количества протонов. Аналогично, для обеспечения нейтральности заряда протонов должно быть ровно столько же, сколько электронов снаружи.

В случае нейтронных звезд этот предел был впервые разработан Дж. Робертом Оппенгеймером и Джорджем Волковым в 1939 году с использованием работы Ричарда Чейса Толмана . Оппенгеймер и Волков предположили, что нейтроны нейтронной звезды образуют вырожденный холодный ферми-газ . Тем самым они получили предельную массу примерно 0,7 солнечной массы . [6] [7] что было меньше предела Чандрасекара для белых карликов.

В статье Оппенгеймера и Волкова отмечается, что «эффект сил отталкивания, т. е. повышения давления для данной плотности выше значения, заданного уравнением состояния Ферми... может иметь тенденцию предотвращать коллапс». [7] И действительно, самая массивная нейтронная звезда, обнаруженная на данный момент, PSR J0952–0607 , по оценкам, намного тяжелее, чем предел TOV Оппенгеймера и Волкова, составляющий 2,35 ± 0,17 M ☉ . [8] [9] Более реалистичные модели нейтронных звезд, включая отталкивание барионов сильное , предсказывают предел массы нейтронной звезды от 2,2 до 2,9 M ☉ . [10] [11] Неопределенность значения отражает тот факт, что уравнения состояния чрезвычайно плотной материи недостаточно известны.

Приложения

[ редактировать ]

В звезде, менее массивной, чем предельная, гравитационное сжатие уравновешивается короткодействующими отталкивающими нейтрон-нейтронными взаимодействиями, опосредованными сильным взаимодействием, а также давлением квантового вырождения нейтронов, предотвращающим коллапс. [12] : 74  Если ее масса превышает предел, звезда схлопнется и примет более плотную форму. Она могла образовать черную дыру или изменить состав и поддерживаться каким-либо другим способом (например, давлением вырождения кварков , если она станет кварковой звездой ). Поскольку свойства гипотетических, более экзотических форм вырожденной материи известны еще хуже, чем свойства нейтронно-вырожденной материи, большинство астрофизиков предполагают, при отсутствии доказательств обратного, что нейтронная звезда выше предела коллапсирует прямо в черную дыра.

Черная дыра, образовавшаяся в результате коллапса отдельной звезды, должна иметь массу, превышающую предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова. Теория предсказывает, что из-за потери массы в ходе звездной эволюции черная дыра, образовавшаяся из изолированной звезды солнечной металличности, может иметь массу, не превышающую примерно 10 солнечных масс . [13] :Инжир. 16 С точки зрения наблюдений из-за их большой массы, относительной слабости и рентгеновских спектров ряд массивных объектов в рентгеновских двойных системах считаются звездными черными дырами. По оценкам, эти кандидаты в черные дыры имеют массу от 3 до 20 солнечных масс . [14] [15] LIGO обнаружил ; слияния черных дыр с участием черных дыр в диапазоне масс Солнца 7,5–50 возможно (хотя и маловероятно), что эти черные дыры сами были результатом предыдущих слияний.

Оппенгеймер и Волков не учитывали влияние тепла, заявляя, ссылаясь на работу Ландау (1932), «даже [при] 10 7 градусов... давление по существу определяется только плотностью, а не температурой' [7] - тем не менее, это было оценено [16] что температура может достигать примерно >10 9 K при образовании нейтронной звезды, слияниях и двойной аккреции. Другим источником тепла и, следовательно, давления, препятствующего коллапсу, в нейтронных звездах является «вязкое трение при наличии дифференциального вращения». [16]

В расчетах Оппенгеймера и Волкова предела массы нейтронных звезд также не учитывалось вращение нейтронных звезд, однако теперь мы знаем, что нейтронные звезды способны вращаться с гораздо большей скоростью, чем было известно во времена Оппенгеймера и Волкова. Самая быстровращающаяся из известных нейтронных звезд — PSR J1748-2446ad, вращающаяся со скоростью 716 раз в секунду. [17] [18] или 43 000 оборотов в минуту, что дает линейную (тангенциальную) скорость у поверхности порядка 0,24c (т.е. почти четверть скорости света). Вращение звезды препятствует конвективной потере тепла во время коллапса сверхновой, поэтому вращающиеся звезды с большей вероятностью схлопнутся непосредственно с образованием черной дыры. [19] : 1044 

Список самых массивных нейтронных звезд

[ редактировать ]

Ниже приведен список нейтронных звезд. К ним относятся вращающиеся нейтронные звезды и, следовательно, они не имеют прямого отношения к пределу TOV.

Имя Масса
( M ☉ ) 		Расстояние
( ли ) 		компаньона Класс Метод определения массы Примечания Ссылки.
ПСР J1748-2021B 2.548 +0.047
−0.078 		27,700 Д Скорость продвижения периастра . В шаровом скоплении NGC 6440 . [20] [21] [22] [23]
4У 1700-37 2.44 ± 0.27 6,910 ± 1,120 O6.5Iaf + Моделирование процесса термической комптонизации методом Монте - Карло . HMXB . Система [24] [25]
ПСР J0952–0607 2.35 ± 0.17 3,200–5,700 Самая быстрая и тяжелая из известных нейтронных звезд галактики. [26]
PSR J1311–3430 2.15–2.7 6,500–12,700 Субзвездный объект Спектроскопические и фотометрические наблюдения. Пульсар «Чёрная вдова». [27] [28]
ПСР J1600−3053 2.3 +0.7
−0.6 		6,500 ± 1,000 Д Фурье-анализ ортометрического задержки Шапиро . коэффициента [29] [30]
ПСР J2215+5135 2.27 +0.17
−0.15 		10,000 Г5В спутника Инновационное измерение радиальной скорости . Красноспинный пульсар. [31]
XMMU J013236.7+303228 2.2 +0.8
−0.6 		2,730,000 Б1.5IV Детальное спектроскопическое моделирование. В M33 система HMXB. [32]
ПСР J0751+1807 2.10 ± 0.2 6,500 ± 1,300 Д Прецизионные измерения времени импульса релятивистского орбитального распада . [33]
ПСР J0740+6620 2.08 ± 0.07 4,600 Д Параметр диапазона и формы задержки Шапиро . Самая массивная нейтронная звезда с хорошо ограниченной массой. [34] [35] [36]
ПСР J0348+0432 2.01 ± 0.04 2,100 Д Спектроскопические наблюдения и орбитальный распад из-за излучения гравитационных волн. [29] [37]
ПСР Б1516+02Б 1.94 +0.17
−0.19 		24,500 Д Скорость продвижения периастра. В шаровом скоплении М5 . [29] [38]
СССР J1614−2230 1.908 ± 0.016 3,900 Д Параметр диапазона и формы задержки Шапиро. Млечного Пути В галактическом диске . [29] [30] [39]
Парусный спорт Х-1 1.88 ± 0.13 6,200 ± 650 B0.5Iб Скорость продвижения периастра. Прототип отдельной системы HMXB. [40]
ПСР Б1957+20 1.81 ± 0.17 6,500 Субзвездный объект Скорость продвижения периастра. Прототип звезды пульсаров черной вдовы. [41] [42] [43]

Список наименее массивных черных дыр

[ редактировать ]
См. Также: Звездная черная дыра.
Содержимое здесь исключено из Списка наименее массивных черных дыр .
Имя Масса
( M ☉ ) 		Расстояние
( ли ) 		компаньона Класс Метод определения массы Примечания Ссылки.
V723 Единорог 3.04 ± 0.06 1,500 К0III Спектроскопические измерения лучевой скорости спутника. Масса может быть недооценена из-за неточно измеренного расстояния до звезды-компаньона. [ объяснить ] [44]
2МАСС J05215658+4359220 3.3 +2.8
−0.7 		10,000 К-тип (?) гигант Спектроскопические измерения лучевой скорости невзаимодействующего компаньона. На окраине Млечного Пути. [29] [45] [46]
Остаток GW190425 3.4 +0.3
−0.1 		518,600,000 Н/Д Гравитационно-волновые данные слияния нейтронных звезд от интерферометров LIGO и Virgo. Вероятность быстрого коллапса в черную дыру с вероятностью 97% сразу после слияния. Альтернативное исследование предполагает коллапс через 2,5 часа. [29] [47] [48] [49]
НГК 3201-1 4.36 ± 0.41 15,600 (см. Примечания) Спектроскопические измерения лучевой скорости невзаимодействующего компаньона. В шаровом скоплении NGC 3201 . Companion. 0,8 M ☉ выключение основной последовательности . [29] [50]
ГРО J1719-24 /
ГРС 1716−249 		≥4.9 8,500 K0-5 V в ближнем инфракрасном диапазоне Фотометрия спутника и потока Эддингтона . LMXB . Система [29] [51]
4У 1543-47 5.0 +2.5
−2.3 		30,000 ± 3,500 A2 (V)? Спектроскопические измерения лучевой скорости спутника. Система SXT. [29] [52]
ХТЕ J1650-500 ≥5.1 8,500 ± 2,300 К4В орбитального резонанса Моделирование на основе QPO Переходный бинарный источник рентгеновского излучения [53] [54]
ГРО J1655-40 5.31 ± 0.07 <5500 F6IV Точные рентгеновские временные наблюдения от RossiXTE . Система LMXB. [55] [56]
ГХ 339-4 5.9 ± 3.6 26,000 Н/Д [29]

Список объектов в массовом разрыве

[ редактировать ]

Этот список содержит объекты, которые могут быть нейтронными звездами, черными дырами, кварковыми звездами или другими экзотическими объектами. Этот список отличается от списка наименее массивных черных дыр из-за неопределенной природы этих объектов, в основном из-за неопределенной массы или других плохих данных наблюдений.

Имя Масса
( M ☉ ) 		Расстояние
( ли ) 		компаньона Класс Метод определения массы Примечания Ссылки.
GW170817 Остаток 2.74 +0.04
−0.01 		144,000,000 Н/Д Гравитационно-волновые данные слияния нейтронных звезд от LIGO и Virgo . интерферометров В NGC 4993 . Возможно, коллапсировал в черную дыру через 5–10 секунд после слияния. [57]
СС 433 3.0–30.0 18,000 ± 700 A7Ib Впервые обнаружена система микроквазаров. Подтверждено наличие магнитного поля, нетипичного для черной дыры; однако это могло быть поле аккреционного диска, а не компактного объекта. [58] [59] [60]
ЛБ-1 2.0–70.0 ок. 7000 Быть звездой / лишенной гелиевой звезды Первоначально считалось, что это первая черная дыра с разрывом масс парной нестабильности. [61] [62]
Лебедь Икс-3 2.0–5.0 24,100 ± 3,600 ВН4-6 Спектроскопия ближнего инфракрасного диапазона и подбор модели атмосферы спутника. Микроквазарная система. Основные различия между спектром Cyg X-3 и типичной аккрецирующей ЧД можно объяснить свойствами ее звезды-компаньона. [63] [64]
ЛС Я +61 303 1.0–4.0 7,000 B0Ve Спектроскопические измерения лучевой скорости спутника. Микроквазарная система. Имеет типичный для черных дыр спектр, однако излучает гамма-лучи HE и VHE, подобные нейтронным звездам LS_2883 и HESS J0632+057, а также загадочному объекту LS 5039 . [65] [66]
ЛС 5039 3.7 +1.3
−1.0 		8,200 ± 300 О(ф)N6,5В Спектроскопия промежуточной дисперсии и аппроксимация модели атмосферы спутника. Микроквазарная система. Только минимально возможная масса позволяет ей не быть черной дырой. [67]
ГРО J0422+32 / V518 Персей 3.97 +0.95
−1.87 		8,500 М4,5В Фотометрическое моделирование кривой блеска . SXT Система . Только масса, близкая к минимально возможной, позволяет ей не быть черной дырой. [29] [68]

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Бибкод : 1996A&A...305..871B .
  2. ^ Калогера, В; Байм, Г. (11 августа 1996 г.). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрофизический журнал . 470 : L61–L64. arXiv : astro-ph/9608059v1 . Бибкод : 1996ApJ...470L..61K . дои : 10.1086/310296 . S2CID   119085893 .
  3. ^ Пули, Д.; Кумар, П.; Уиллер, Дж. К.; Гроссан, Б. (31 мая 2018 г.). «GW170817, скорее всего, создал черную дыру» . Астрофизический журнал . 859 (2): Л23. arXiv : 1712.03240 . Бибкод : 2018ApJ...859L..23P . дои : 10.3847/2041-8213/aac3d6 . S2CID   53379493 .
  4. ^ Перейти обратно: а б Чо, А. (16 февраля 2018 г.). «Для нейтронных звезд возникает предел веса». Наука . 359 (6377): 724–725. Бибкод : 2018Sci...359..724C . дои : 10.1126/science.359.6377.724 . ПМИД   29449468 .
  5. ^ Перейти обратно: а б Резцолла, Л.; Мост, скорая помощь; Вей, ЛР (9 января 2018 г.). «Использование гравитационно-волновых наблюдений и квазиуниверсальных соотношений для ограничения максимальной массы нейтронных звезд» . Астрофизический журнал . 852 (2): Л25. arXiv : 1711.00314 . Бибкод : 2018ApJ...852L..25R . дои : 10.3847/2041-8213/aaa401 . S2CID   119359694 .
  6. ^ Толман, Р.К. (1939). «Статические решения уравнений поля Эйнштейна для сфер жидкости» . Физический обзор . 55 (4): 364–373. Бибкод : 1939PhRv...55..364T . дои : 10.1103/PhysRev.55.364 .
  7. ^ Перейти обратно: а б с Оппенгеймер-младший; Волков, Г.М. (1939). «О массивных нейтронных ядрах». Физический обзор . 55 (4): 374–381. Бибкод : 1939PhRv...55..374O . дои : 10.1103/PhysRev.55.374 .
  8. ^ Романи, Роджер В.; Кандел, Д.; Филиппенко Алексей Владимирович; Бринк, Томас Г.; Чжэн, Вэйкан (01 августа 2022 г.). «PSR J0952-0607: самая быстрая и тяжелая известная галактическая нейтронная звезда» . Письма астрофизического журнала . 934 (2): Л17. arXiv : 2207.05124 . Бибкод : 2022ApJ...934L..17R . дои : 10.3847/2041-8213/ac8007 . ISSN   2041-8205 .
  9. ^ «Самая тяжелая нейтронная звезда в истории в 2,35 раза больше массы Солнца» . 22 июля 2022 г. Проверено 4 января 2024 г.
  10. ^ Сигел, Итан. «Удивительная причина, почему нейтронные звезды не все коллапсируют, образуя черные дыры» . Форбс . Проверено 4 января 2024 г.
  11. ^ Буркерт, В.Д.; Элуадрири, Л.; Жирод, FX (05.05.2019). «Распределение давления внутри протона» . Природа . 557 (7705): 396–399. дои : 10.1038/s41586-018-0060-z . ISSN   1476-4687 . ПМИД   29769668 . S2CID   21724781 .
  12. ^ Иллари, Филлис (2019). «Механизмы, модели и законы в понимании сверхновых» . Журнал общей философии науки . 50 (1): 63–84. дои : 10.1007/s10838-018-9435-y . ISSN   0925-4560 .
  13. ^ Вусли, ЮВ; Хегер, А.; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Бибкод : 2002RvMP...74.1015W . дои : 10.1103/RevModPhys.74.1015 . S2CID   55932331 .
  14. ^ МакКлинток, Дж. Э.; Ремиллард, РА (2003). «Двойные черные дыры». arXiv : astro-ph/0306213 .
  15. ^ Касарес, Дж. (2006). «Наблюдательные доказательства существования черных дыр звездной массы». Труды Международного астрономического союза . 2 : 3. arXiv : astro-ph/0612312 . дои : 10.1017/S1743921307004590 . S2CID   119474341 .
  16. ^ Перейти обратно: а б Каминкер, А.Д.; Кауров А.А.; Потехин А.Ю.; Яковлев, Д.Г. (21 августа 2014 г.). «Тепловое излучение нейтронных звезд с внутренними нагревателями» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 442 (4): 3484–3494. arXiv : 1406.0723 . дои : 10.1093/mnras/stu1102 . ISSN   1365-2966 .
  17. ^ Хессельс, Джейсон В.Т.; Рэнсом, Скотт М.; Лестница, Ингрид Х.; Фрейре, Пауло CC; Каспи, Виктория М.; Камило, Фернандо (31 марта 2006 г.). «Радиопульсар, вращающийся на частоте 716 Гц». Наука . 311 (5769): 1901–1904. arXiv : astro-ph/0601337 . Бибкод : 2006Sci...311.1901H . дои : 10.1126/science.1123430 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   16410486 .
  18. ^ «SkyandTelescope.com – Новости от Sky & Telescope – Вращающийся пульсар бьет рекорд» . 29 декабря 2007 г. Архивировано из оригинала 29 декабря 2007 г. Проверено 5 января 2024 г.
  19. ^ Фрайер, Крис Л.; Хегер, Александр (октябрь 2000 г.). «Моделирование коллапса ядра вращающихся звезд» . Астрофизический журнал . 541 (2): 1033–1050. arXiv : astro-ph/9907433 . Бибкод : 2000ApJ...541.1033F . дои : 10.1086/309446 . ISSN   0004-637X .
  20. ^ Цзян, Цзинь-Лян; Тан, Шао-Пэн; Ван, Юань-Чжу; Фань, И-Чжун; Вэй, Да-Мин (20 марта 2020 г.). «Совместные ограничения на уравнение состояния и объемные свойства нейтронных звезд / 1. Введение… PSR J1748-2021B = 2,548 +0,047
    −0,078       M ☉     "     . Американское астрономическое общество (Астрофизический журнал) . 892:55 (1): 1. arXiv : 1912.07467 . Бибкод : 2020ApJ...892...55J . doi : 10.3847/1538-4357/ab77cf .
  21. ^ Клиффорд, Николас; Скотт, М. Рэнсом (13 мая 2019 г.). «Долгосрочное время существования пульсаров в NGC 6440: обновленный предел массы миллисекундного пульсара J1748-2021B» (PDF) . www.virginia.edu . Университет Вирджинии – факультет астрономии, Шарлоттсвилл .
  22. ^ Роча, Ливия Силва; Бачега, RRA; Хорват, Дж. Э.; Мораес, PHRS (15 июля 2021 г.). «Максимальная масса нейтронных звезд может оказаться выше ожидаемой: вывод из двойных систем / IV.Выводы… PSR J1748-2021B = 2,59 ± 0,08 M ​​☉ ». Университет Сан-Паулу (USP) . arXiv : 2107.08822 . Бибкод : 2021arXiv210708822R .
  23. ^ Латтимер, Джеймс М. (25 февраля 2015 г.). «Знакомство с нейтронными звездами» . Материалы конференции AIP . 1645 (1): 61–78. Бибкод : 2015AIPC.1645...61L . дои : 10.1063/1.4909560 .
  24. ^ Кларк, Дж. С.; Гудвин, СП; Кроутер, Пенсильвания; Капер, Л.; Фэйрберн, М.; Лангер, Н.; Броксопп, К. (2002). «Физические параметры массивной рентгеновской двойной системы 4У1700-37». Астрономия и астрофизика . 392 (3): 909–920. arXiv : astro-ph/0207334 . Бибкод : 2002A&A...392..909C . дои : 10.1051/0004-6361:20021184 . S2CID   119552560 .
  25. ^ Мартинес-Чичарро, М.; Торрейон, Дж. М.; Оскинова Л.; Фёрст, Ф.; Постнов К.; Родес-Рока, Джей Джей; Хайнич, Р.; Бодаги, А. (2018). «Свидетельства комптоновского охлаждения во время рентгеновской вспышки подтверждают природу компактного объекта в 4U1700-37 как нейтронную звезду» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 473 (1): L74–L78. arXiv : 1710.01907 . Бибкод : 2018MNRAS.473L..74M . дои : 10.1093/mnrasl/slx165 . S2CID   56539478 .
  26. ^ Романи, Роджер В.; Кандел, Д.; Филиппенко Алексей Владимирович; Бринк, Томас Г.; Чжэн, Вэйкан (01 августа 2022 г.). «PSR J0952-0607: самая быстрая и тяжелая известная галактическая нейтронная звезда» . Письма астрофизического журнала . 934 (2): Л17. arXiv : 2207.05124 . Бибкод : 2022ApJ...934L..17R . дои : 10.3847/2041-8213/ac8007 . ISSN   2041-8205 . S2CID   250451299 .
  27. ^ Романи, Роджер В.; Филиппенко Алексей Владимирович; Сильверман, Джеффри М.; Ценко, С. Брэдли; Грейнер, Йохен; Рау, Арне; Эллиотт, Джонатан; Плеч, Хольгер Дж. (25 октября 2012 г.). «PSR J1311-3430: тяжелая нейтронная звезда с легковесным гелиевым спутником». Письма астрофизического журнала . 760 (2): Л36. arXiv : 1210.6884 . Бибкод : 2012ApJ...760L..36R . дои : 10.1088/2041-8205/760/2/L36 . S2CID   56207483 .
  28. ^ Романи, Роджер В. (01 октября 2012 г.). «2FGL J1311.7-3429 Присоединяется к клубу Черной Вдовы». Письма астрофизического журнала . 754 (2): L25. arXiv : 1207.1736 . Бибкод : 2012ApJ...754L..25R . дои : 10.1088/2041-8205/754/2/L25 . S2CID   119262868 .
  29. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к Елавский, Ф; Геллер, А. «Массы на звездном кладбище» . Северо-Западный университет .
  30. ^ Перейти обратно: а б Арзуманян, Завен; Брейзер, Адам; Берк-Сполаор, Сара; Чемберлин, Сидней; Чаттерджи, Шами; Кристи, Брайан; Кордес, Джеймс М.; Корниш, Нил Дж.; Кроуфорд, Фронфилд; Кромарти, Х. Благодарный (2018). «Набор данных NANOGrav за 11 лет: высокоточная синхронизация 45-миллисекундных пульсаров» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 235 (2): 37. arXiv : 1801.01837 . Бибкод : 2018ApJS..235...37A . дои : 10.3847/1538-4365/aab5b0 . hdl : 1959.3/443169 . S2CID   13739724 .
  31. ^ Линарес, М.; Шахбаз, Т.; Касарес, Дж.; Гроссан, Брюс (2018). «Вглядываясь в темную сторону: линии магния создают массивную нейтронную звезду в PSR J2215+5135» . Астрофизический журнал . 859 (1): 54. arXiv : 1805.08799 . Бибкод : 2018ApJ...859...54L . дои : 10.3847/1538-4357/aabde6 . S2CID   73601673 .
  32. ^ Бхалерао, Варун Б.; Ван Керквейк, Мартен Х.; Харрисон, Фиона А. (2012). «Ограничения на массу компактного объекта в затменно-массивной рентгеновской двойной системе XMMU J013236.7+303228 в M 33». Астрофизический журнал . 757 (1): 10. arXiv : 1207.0008 . Бибкод : 2012ApJ...757...10B . дои : 10.1088/0004-637X/757/1/10 . S2CID   29852395 .
  33. ^ Приятно, Дэвид Дж.; Сплавер, Эрик М.; Лестница, Ингрид Х.; Лемер, Оливер; Джесснер, Аксель; Крамер, Майкл; Кордес, Джеймс М. (2005). «Пульсар с массой Солнца 2,1, измеренный методом релятивистского орбитального распада». Астрофизический журнал . 634 (2): 1242–1249. arXiv : astro-ph/0508050 . Бибкод : 2005ApJ...634.1242N . дои : 10.1086/497109 . S2CID   16597533 .
  34. ^ Фонсека, Э.; Кромарти, ХТ; Пеннуччи, ТТ; Рэй, PS; Кириченко А. Ю; Рэнсом, С.М.; Деморест, ПБ; Лестница, IH; Арзуманян З.; Гиймо, Л.; Партасарати, А. (1 июля 2021 г.). «Уточненные измерения массы и геометрии тяжелого PSR J0740+6620» . Письма астрофизического журнала . 915 (1): Л12. arXiv : 2104.00880 . Бибкод : 2021ApJ...915L..12F . дои : 10.3847/2041-8213/ac03b8 . ISSN   2041-8205 . S2CID   233004363 .
  35. ^ Колер, Сюзанна (16 августа 2021 г.). «Перевзвешивание тяжелой нейтронной звезды» . Проверено 20 августа 2021 г.
  36. ^ Кромарти, ХТ; Фонсека, Э.; Рэнсом, С.М.; и др. (2019). «Релятивистские измерения задержки Шапиро чрезвычайно массивного миллисекундного пульсара». Природная астрономия . 4 : 72–76. arXiv : 1904.06759 . Бибкод : 2020НатАс...4...72С . дои : 10.1038/s41550-019-0880-2 . S2CID   118647384 .
  37. ^ Деморест, ПБ; Пеннуччи, Т.; Рэнсом, С.М.; Робертс, MSE; Хессельс, JWT (2010). «Нейтронная звезда с двумя солнечными массами, измеренная с использованием задержки Шапиро». Природа . 467 (7319): 1081–1083. arXiv : 1010.5788 . Бибкод : 2010Natur.467.1081D . дои : 10.1038/nature09466 . ПМИД   20981094 . S2CID   205222609 .
  38. ^ Фрейре, Пауло CC (2008). «Сверхмассивные нейтронные звезды». Материалы конференции AIP . 983 : 459–463. arXiv : 0712.0024 . Бибкод : 2008AIPC..983..459F . дои : 10.1063/1.2900274 . S2CID   18565598 .
  39. ^ Кроуфорд, Ф.; Робертс, MSE; Хессельс, JWT; Рэнсом, С.М.; Ливингстон, М.; Тэм, ЧР; Каспи, В.М. (2006). «Обзор 56 блоков ошибок EGRET для среднеширотных радиопульсаров». Астрофизический журнал . 652 (2): 1499–1507. arXiv : astro-ph/0608225 . Бибкод : 2006ApJ...652.1499C . дои : 10.1086/508403 . S2CID   522064 .
  40. ^ Куэйнтрелл, Х.; и др. (2003). «Масса нейтронной звезды в Vela X-1 и приливно-индуцированные нерадиальные колебания в GP Vel». Астрономия и астрофизика . 401 : 313–324. arXiv : astro-ph/0301243 . Бибкод : 2003A&A...401..313Q . дои : 10.1051/0004-6361:20030120 . S2CID   5602110 .
  41. ^ Ван Керквейк, Миннесота; Бретон, РП; Кулкарни, С.Р. (2011). «Доказательства существования массивной нейтронной звезды на основе исследования лучевых скоростей спутника пульсара Черной вдовы Psr B1957 +20». Астрофизический журнал . 728 (2): 95. arXiv : 1009.5427 . Бибкод : 2011ApJ...728...95В . дои : 10.1088/0004-637X/728/2/95 . S2CID   37759376 .
  42. ^ Кларк, CJ; Керр, М.; Барр, Эд; Бхаттачарья, Б.; Бретон, РП; Брюэль, П.; Камило, Ф.; Чен, В.; Коньяр, И.; Кромарти, ХТ; Денева, Дж.; Диллон, В.С.; Гиймо, Л.; Кеннеди, MR; Крамер, М. (26 января 2023 г.). «Оценки массы нейтронных звезд по гамма-затмениям в двойных миллисекундных пульсарах-пауках» . Природная астрономия . 7 (4): 451–462. arXiv : 2301.10995 . Бибкод : 2023NatAs...7..451C . дои : 10.1038/s41550-022-01874-x . ISSN   2397-3366 . ПМЦ   10119022 . ПМИД   37096051 . S2CID   256274563 .
  43. ^ «Гамма-затмения проливают новый свет на пульсары-пауки» . www.aei.mpg.de. ​Проверено 27 января 2023 г.
  44. ^ Джаясингхе, Т.; Станек, Казахстан; Томпсон, Тодд А.; Кочанек, CS; Роуэн, DM; Валлели, Пи Джей; Штрасмайер, КГ; Вебер, М.; Хинкль, Дж. Т.; Хамбш, Ф.Дж.; Мартин, Д.В.; Прието, Дж.Л.; Песси, Т.; Хубер, Д.; Очеттль, К.; Лопес, Луизиана; Ильин И.; Баденес, К.; Ховард, AW; Исааксон, Х.; Мерфи, SJ (2021). «Единорог в моноцере: темный спутник яркого ближайшего красного гиганта V723 Mon размером 3 M⊙ является невзаимодействующим кандидатом в черные дыры с разницей в массах» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 504 (2): 2577–2602. arXiv : 2101.02212 . Бибкод : 2021MNRAS.504.2577J . дои : 10.1093/mnras/stab907 .
  45. ^ Томпсон, штат Техас; Кочанек, CS; Станек, Казахстан; и др. (2019). «Невзаимодействующая двойная система черная дыра малой массы – звезда-гигант». Наука . 366 (6465): 637–640. arXiv : 1806.02751 . Бибкод : 2019Sci...366..637T . дои : 10.1126/science.aau4005 . ПМИД   31672898 . S2CID   207815062 .
  46. ^ Кумар, В. (03.11.2019). «Астрономы обнаружили новый класс черных дыр малой массы» . РангКрасный . Проверено 5 ноября 2019 г.
  47. ^ Эбботт, BP; и др. (2020). «GW190425: Наблюдение компактного бинарного слияния с общей массой ~ 3,4 M ⊙» . Астрофизический журнал . 892 (1): Л3. arXiv : 2001.01761 . Бибкод : 2020ApJ...892L...3A . дои : 10.3847/2041-8213/ab75f5 . S2CID   210023687 .
  48. ^ Фоли, Райан Дж.; Коултер, Дэвид А.; Килпатрик, Чарльз Д.; Пиро, Энтони Л.; Рамирес-Руис, Энрико; Шваб, Иосия (2020). «Обновленные оценки параметров GW190425 с использованием астрофизических аргументов и последствий для электромагнитного аналога» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 494 (1): 190–198. arXiv : 2002.00956 . Бибкод : 2020MNRAS.494..190F . дои : 10.1093/mnras/staa725 .
  49. ^ Пол Саттер последнее обновление (16 сентября 2022 г.). «Странная кварковая звезда могла образоваться в результате удачного космического слияния» . Space.com . Архивировано из оригинала 23 марта 2023 г. Проверено 30 марта 2023 г.
  50. ^ Гизерс, Б; и др. (2018). «Отделенный кандидат в черные дыры звездной массы в шаровом скоплении NGC 3201» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 475 (1): Л15–Л19. arXiv : 1801.05642 . Бибкод : 2018MNRAS.475L..15G . дои : 10.1093/mnrasl/slx203 . S2CID   35600251 .
  51. ^ Чатый, С.; Мирабель, ИФ; Гольдони, П.; Мерегетти, С.; Дюк, Пенсильвания; Марти, Дж.; Миньяни, Р.П. (2002). «Наблюдения кандидатов в галактические черные дыры в ближнем инфракрасном диапазоне» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 331 (4): 1065–1071. arXiv : astro-ph/0112329 . Бибкод : 2002MNRAS.331.1065C . дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05267.x . S2CID   15529877 .
  52. ^ Орос, Джером А.; Джайн, Радж К.; Бейлин, Чарльз Д.; МакКлинток, Джеффри Э.; Ремиллард, Рональд А. (2002). «Орбитальные параметры мягкого рентгеновского переходного процесса 4U 1543-47: доказательства существования черной дыры». Астрофизический журнал . 499 (1): 375–384. arXiv : astro-ph/9712018 . Бибкод : 1998ApJ...499..375O . дои : 10.1086/305620 . S2CID   16991861 .
  53. ^ Слани, П.; Стучлик, З. (1 октября 2008 г.). «Оценка массы черной дыры XTE J1650-500 на основе модели расширенного орбитального резонанса для высокочастотных QPO». Астрономия и астрофизика . 492 (2): 319–322. arXiv : 0810.0237 . Бибкод : 2008A&A...492..319S . дои : 10.1051/0004-6361:200810334 . S2CID   5526948 .
  54. ^ Определение масс черных дыр в двойных галактических черных дырах с использованием масштабирования спектральных и изменчивых характеристик Шапошников, Николай; Титарчук Лев; Астрофизический журнал, том 699, выпуск 1, стр. 453–468 (2009 г.) doi : 10.1088/0004-637X/699/1/453 PDF-файл
  55. ^ Мотта, ЮВ; Беллони, ТМ; Стелла, Л.; Муньос-Дариас, Т.; Фендер, Р. (2014). «Точные измерения массы и вращения черной дыры звездной массы с помощью рентгеновского времени: случай GRO J1655-40» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (3): 2554. arXiv : 1309.3652 . Бибкод : 2014MNRAS.437.2554M . дои : 10.1093/mnras/stt2068 .
  56. ^ Фоэллми, К.; Депань, Э.; Далл, TH; Мирабель, IF (12 июня 2006 г.). «На дистанции ГРО J1655-40». Астрономия и астрофизика . 457 (1): 249–255. arXiv : astro-ph/0606269 . Бибкод : 2006A&A...457..249F . дои : 10.1051/0004-6361:20054686 . S2CID   119395985 .
  57. ^ ван Путтен, Морис Х.П.М.; Делла Валле, Массимо (январь 2019 г.). «Наблюдательные доказательства расширенного излучения GW 170817» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 482 (1): Л46–Л49. arXiv : 1806.02165 . Бибкод : 2019MNRAS.482L..46V . дои : 10.1093/mnrasl/sly166 . сообщаем о возможном обнаружении расширенного излучения (EE) гравитационного излучения во время GRB170817A: нисходящего чирпа с характерным временным масштабом τ s = 3,01 ± 0,2 с на (H1,L1)-спектрограмме до 700 Гц с гауссовским эквивалентным уровнем достоверность более 3,3 σ, основанная только на причинно-следственной связи после обнаружения границ, примененная к (H1,L1)-спектрограммам, объединенным совпадениями частот. Дополнительная уверенность проистекает из силы этого ЭЭ. Наблюдаемые частоты ниже 1 кГц указывают на гипермассивный магнетар, а не на черную дыру, вращающуюся под действием магнитных ветров и взаимодействий с динамическими выбросами массы.
  58. ^ Черепащук, Анатолий (2002). «Наблюдательные проявления прецессии аккреционного диска в двойной системе SS 433». Обзоры космической науки . 102 (1): 23–35. Бибкод : 2002ССРв..102...23С . дои : 10.1023/А:1021356630889 . S2CID   115604949 .
  59. ^ Абейсекара, Австралия; Альберт, А.; Альфаро, Р.; Альварес Дж.; Альварес, JD; Арсео, Р.; Артеага-Веласкес, ХК; Авила Рохас, Д.; Айала Соларес, HA; Бельмонт-Морено, Э.; Бенцви, Ю.Ю.; Брисбуа, К.; Кабальеро-Мора, Канзас; Капистран, Т.; Карраминьана, А.; Казанова, С.; Кастильо, М.; Котти, У.; Козоми, Дж.; Коутиньо Де Леон, С.; Де Леон, К.; Источника, Э.; Диас-Велес, Х.К.; Заявить, С.; Дингус, Британская Колумбия ; Дювернуа, Массачусетс; Эллсуорт, RW; Энгель, К.; Эспиноза, К.; и др. (2018). «Ускорение частиц очень высоких энергий с помощью струй микроквазара SS 433». Природа . 562 (7725): 82–85. arXiv : 1810.01892 . Бибкод : 2018Natur.562...82A . дои : 10.1038/s41586-018-0565-5 . ПМИД   30283106 . S2CID   52918329 .
  60. ^ Штатные писатели (04.10.2018). «Ученые открыли новый рассадник сверхмощных фотонов» . Космическая газета .
  61. ^ Лю, Цзифэн; и др. (27 ноября 2019 г.). «Широкая двойная система звезда – черная дыра по измерениям лучевых скоростей». Природа . 575 (7784): 618–621. arXiv : 1911.11989 . Бибкод : 2019Natur.575..618L . дои : 10.1038/s41586-019-1766-2 . ПМИД   31776491 . S2CID   208310287 .
  62. ^ Иррганг, А.; Гейер, С.; Кройцер, С.; Пелисоли, И.; Хибер, У. (январь 2020 г.). «Раздетая гелиевая звезда в потенциальной двойной черной дыре LB-1» . Астрономия и астрофизика (Письмо в редакцию). 633 : Л5. arXiv : 1912.08338 . Бибкод : 2020A&A...633L...5I . дои : 10.1051/0004-6361/201937343 .
  63. ^ Колйонен, КИИ; Маккароне, Ти Джей (2017). «Инфракрасная спектроскопия Gemini/GNIRS звездного ветра Вольфа-Райе в Лебеде X-3» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 472 (2): 2181. arXiv : 1708.04050 . Бибкод : 2017MNRAS.472.2181K . дои : 10.1093/mnras/stx2106 . S2CID   54028568 .
  64. ^ Здзярский, А.А.; Миколаевска, Ю.; Бельчинский, К. (2013). «Cyg X-3: маломассивная черная дыра или нейтронная звезда» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 429 : L104–L108. arXiv : 1208.5455 . Бибкод : 2013MNRAS.429L.104Z . дои : 10.1093/mnrasl/sls035 . S2CID   119185839 .
  65. ^ Масси, М; Мильяри, С; Чернякова, М (2017). «Кандидат в чёрную дыру LS I +61°0303» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 468 (3): 3689. arXiv : 1704.01335 . Бибкод : 2017MNRAS.468.3689M . дои : 10.1093/mnras/stx778 . S2CID   118894005 .
  66. ^ Альберт, Дж; и др. (2006). «Переменное гамма-излучение очень высоких энергий микроквазара LS I +61 303». Наука . 312 (5781): 1771–3. arXiv : astro-ph/0605549 . Бибкод : 2006Sci...312.1771A . дои : 10.1126/science.1128177 . ПМИД   16709745 . S2CID   20981239 .
  67. ^ Касарес, Дж; Рибо, М; Рибас, я; Паредес, Дж. М.; Марти, Дж; Эрреро, А. (2005). «Возможная черная дыра в γ-квазаре LS 5039» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 364 (3): 899–908. arXiv : astro-ph/0507549 . Бибкод : 2005MNRAS.364..899C . дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09617.x . S2CID   8393701 .
  68. ^ Гелино, Д.М.; Харрисон, TE (2003). «GRO J0422 + 32: Черная дыра с наименьшей массой?». Астрофизический журнал . 599 (2): 1254–1259. arXiv : astro-ph/0308490 . Бибкод : 2003ApJ...599.1254G . дои : 10.1086/379311 . S2CID   17785067 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Tolman–Oppenheimer–Volkoff_limit&oldid=1235364917"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 9d7b0438e3a09f6eba5a1715d4138af2__1721331600
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/9d/f2/9d7b0438e3a09f6eba5a1715d4138af2.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)