「トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ方程式」の版間の差分

(数式モードになっていた”sin”をパラグラフモードに修正。)
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[[File:TOV limit.png|thumb|right|300px|[[中性子星]]の状態方程式から質量と半径の関係を表した図。一つは[[K中間子]]の縮退を含む場合(緑線)で 、他方はK中間子の縮退が無い場合(赤線)である 。点は[[トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界]]、言い換えると 回転をしていない場合での最大質量に対応する。 状態方程式は: 緑線: N.K. Glendenning and J. Schaffner-Bielich, Phys. Rev. C 60, 025803 (1999), 赤線: J. Zimanyi and S.A. Moszkowski, Phys. Rev. C 42, 1416 (1990)を用いた。]]
 
[[リチャード・トルマン|トルマン]]は1934年と1939年に球対称な計量を解析した<ref>[http://www.pnas.org/cgi/reprint/20/3/169 Effect of Inhomogeneity on Cosmological Models], Richard C. Tolman, ''Proceedings of the National Academy of Sciences'' '''20''', #3 ([[3月15日|March 15]], [[1934年|1934]]), pp. 169&ndash;176.</ref><ref>[http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p364_1 Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid], Richard C. Tolman, ''Physical Review'' '''55''', #374 (February 15, 1939), pp. 364&ndash;373.</ref>。方程式の形は1939年に[[ロバート・オッペンハイマー]]とヴォルコフにより"On Massive Neutron Cores"<ref name="ov" />の論文で導かれた。この論文では中性子の縮退したフェルミガスの方程式を用いて、中性子星の重力質量上限がおよそ0.7[[太陽質量]]であると計算された。この状態方程式は現実的な中性子星のものではないことから不正確である。現代の推定では限界の範囲は1.5から3.0太陽質量である<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A...305..871B The maximum mass of a neutron star], I. Bombaci, ''Astronomy and Astrophysics'' '''305''' (January 1996), pp. 871&ndash;877.</ref>。
 
== 参考文献 ==