钱德拉塞卡极限 奥本海默极限大约分别是几倍太阳的质量(奥本海默的极限)
钱德拉塞卡极限 奥本海默极限大约分别是几倍太阳的质量(奥本海默的极限)
1、如果恒星质量小于44个太阳质量（钱德拉塞卡极限），收缩就会停止，形成白矮星。如果恒星质量没有达到太阳的2倍（奥本海默极限），收缩就会停止，形成中子星。
1、在1939年的早些时候，奥本海默与弗尔科夫（George Volkoff）证明就象白矮星一样，中子星也不能是无限致密的。他们考虑了爱因斯坦的相对论和量子力学来描述中子流体（neutron fluid）。但对中子星的核超过太阳质量70%的情形，他们没能得到稳定的解。
2、如果奥本海默没有领导美国的核计划——曼哈顿计划的话，他可能会以黑洞（Black hole）概念的提出者而被人们记住。
3、然而，对于质量超过太阳70%的中子星核，他们未能找到稳定的解决方案。现代天体物理学家的计算结果显示，这个极限大约在太阳质量的两到三倍之间，我们称其为奥本海默-弗尔科夫极限。面对这个理论挑战，奥本海默与斯奈德在同一年提出了新的解他们放弃了静态解的设想，转向了动态解，即星核持续收缩的过程。
1、奥本海默极限是稳定中子星的质量上限。1936年，奥本海默等证明存在一个临界质量，一颗热核能源耗尽的星体，如果质量大于这个临界质量，就不可能成为稳定的中子星，它要么经过无限坍缩形成黑洞，要么形成介于中子星与黑洞之间的其他类型的致密星，这个临界质量被称为奥本海默极限。
2、奥本海默极限（TOV极限，也叫奥本海默-沃尔科夫极限）即是中子星的质量上限，类似于白矮星质量上限的钱德拉塞卡极限。如上节所述，奥本海默和沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍太阳质量，这在今天看来应该是错误的，当今的结果在5至3倍太阳质量之间。
3、若星体质量小于这个值（M），那么它将存在稳定的平衡状态；反之，将无法找到稳定的平衡解，这便是著名的奥本海默极限。当一颗依赖热核反应的能量供应的星体耗尽其能源，如果它的质量超过奥本海默极限，它将无法稳定地转化为中子星。
4、.7倍。根据查询作业帮显示，奥本海默和沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍太阳质量。奥本海默是著名美籍犹太裔物理学家，被誉为人类的“原子弹之父”。
5、如果质量大于这个临界质量﹐就不可能成为稳定的中子星，它要么经过无限坍缩形成黑洞﹐要么形成介于中子星与黑洞之间的其他类型的致密星，例如理论中的夸克星，这个临界质量被称为奥本海默极限。所以一般我们认为恒星寿终正寝之后所遗留的核心物质质量大于4倍的太阳质量就会坍塌成为黑洞。纯手写望采纳。
1、但普遍认为，超过奥本海默极限的质量将无法抵抗引力，只会继续坍缩，最终形成黑洞。后来，奥本海默加入了加利福尼亚大学伯克利分校，并创立了“奥本海默理论物理学中心”，后更名为“伯克利理论物理学中心”，使伯克利成为世界理论物理学研究中心之一。
2、这个上限叫做奥本海默极限，这个理论是犹太裔美籍物理学家尤利乌斯·罗伯特·奥本海默创立的。 中子星超过奥本海默极限，就会坍缩成一个黑洞。
3、罗伯特·奥本海默（J. Robert Oppenheimer，1904年4月22日—1967年2月18日），美国犹太人物理学家，曼哈顿计划的主要领导者之一。 奥本海默出生于美国纽约，是家境富裕的犹太人家庭，父亲是德籍犹太人，从小就移民到美国，后来在纺织界致富。母亲是一个天才划家，她鼓励奥本海默接触艺术和文学，却在奥本海默九岁时去世。
