Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze

Die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (TOV) ist eine obere Schranke für die Masse stellarer Objekte, die aus entarteter Neutronenmaterie bestehen (Neutronensterne). Sie ist analog zur Chandrasekhar-Grenze für weiße Zwerge.

Die Grenze wurde erstmals 1939 von Robert Oppenheimer und George Michael Volkoff auf der Grundlage der Arbeit von Richard C. Tolman berechnet. Oppenheimer und Volkoff nahmen an, dass die Neutronen eines Neutronensterns in Form eines kalten, entarteten Fermigases vorliegen. Daraus resultierte eine Grenzmasse von 0,71 Sonnenmassen.^[1],[2] Moderne Abschätzungen liegen im Bereich von 1,5 bis 3,2 Sonnenmassen. ^[3] Die Unsicherheit resultiert aus der Tatsache, dass die Zustandsgleichungen für dichte hadronische Materie bislang noch nicht genau bekannt sind.

Unterhalb der Grenze wird das Gewicht des Neutronensterns durch kurzreichweitige Neutron-Neutron-Wechselwirkungen gestützt, die über die starke Wechselwirkung und den Entartungsdruck der Neutronen vermittelt werden. Beim Überschreiten der TOV-Grenze kollabiert das Objekt zu einem schwarzen Loch oder, falls es durch den Quark-Entartungs-Druck stabilisiert wird, zu einem Quarkstern.

Da die Eigenschaften dieser hypothetischen entarteten Quarkmaterie noch weniger verstanden sind als die der entarteten Neutronenmaterie, gehen die meisten Astrophysiker wegen des Fehlens des Beweises des Gegenteils davon aus, dass Neutronensterne oberhalb der TOV-Grenze direkt in ein schwarzes Loch kollabieren.

Quellen

1. ↑ Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid, Richard C. Tolman, Physical Review 55, #374 (February 15, 1939), pp. 364–373.
2. ↑ On Massive Neutron Cores, J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, Physical Review 55, #374 (February 15, 1939), pp. 374–381.
3. ↑ I. Bombaci: The maximum mass of a neutron star. In: Astronomy and Astrophysics. 305, 1996, S. 871-877.