톨만-오펜하이머-볼코프 한계 (Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit, 또는 TOV 한계 )는 차갑고 회전하지 않는 중성자별 의 질량 에 대한 상한으로, 백색왜성 의 찬드라세카르 한계 와 유사하다. 중성자 별의 병합으로 인한 첫 번째 중력파 사건인 GW170817 을 관찰하면(합체 후 몇 초 내에 블랙홀로 붕괴된 것으로 생각됨) 태양 질량 의 2.17배에 가깝다는 것을 암시한다.[1]
2.27
(
±
0.16
)
M
⨀
{\displaystyle 2.27(\pm 0.16)M_{\bigodot }}
[2] [3] [4] [5] [6]
같이 보기 [ 편집 ]
↑ 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 . ↑ 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 . ↑ Plait, Phil (2019년 9월 17일). “Record breaker: Astronomers find the most massive neutron star known” . 《Bad Astronomy 》. 2019년 9월 19일에 확인함 . ↑ Bombaci, I. (1996). “The Maximum Mass of a Neutron Star” . 《Astronomy and Astrophysics 》 305 : 871–877. Bibcode :1996A&A...305..871B . ↑ 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 . ↑ 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 .
유형 크기 형성 성질 모형 관련 주제 계량 관련 목록 관련 항목
