Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Tolman-Oppenheimer-Volkoff limiti (TOV limit)
Tolman-Oppenheimer-Volkoff limiti(TOV limit) nötron-dejenere madde içeren yıldızların kütlesi için bir üst sınırdır. TOV limit beyaz cüce yıldızlarını andıran Chandrasekhar limitine benzemektedir. Yaklaşık olarak 1½ ile 3 Güneş kütlesi arasında bir değere sahiptir ve orijinalinde 15 ile 20 Güneş kütlesi yıldızının yerine geçmektedir.
Tarihi
Bu limit J.Rober Oppenheimer ve Georege Volkoff tarafından 1939 yılında hesaplanmıştır ve Richard Chace Tolman tarafından çalışılmıştır. Oppenheimer ve Volkoff nötron yıldızı içindeki nötronların dejenere soğuk Fermi gazlarını oluşturduklarını kabul etmişlerdir. Bu limit kütlesini yaklaşık olarak 0,7 Güneş kütlesi olmasına sebebiyet vermektedir. Modern zamanlarda ise bunun yaklaşık olarak 1.5 ile 3 Güneş kütlesi arasında olduğu tahmin edilmiştir. Değerlerdeki bu belirsizlik oldukça yoğun maddelerin durum dengelerinin bilinmemesinden kaynaklanmaktadır. PSR JO348+0432 nin 2,01±0,04'lük Güneş kütlesi TOV limit için bir alt sınır olarak belirlenmiştir.
Uygulama alanları
Limitten küçük olan bir nötron yıldızında yıldızın kütlesi kısa-menzil itici nötron-nötron etkileşimlerindeki güçlü kuvvetler ile ve nötronlardaki kuantum dejenere basınç ile dengelenmiştir. Eğer kütlemiz bu limitin üstünde ise,yıldız çöker ve daha yoğun bir forma geçiş yapar. Kara delik haline geçebilir veya başka bir şekle bürünebilir. (Örneğin quark dejenere basıncı sonrasında oluşan quark yıldızı). Kuramsal değerlerden dolayı dejenere maddenin daha egzotik formları daha az bilinmektedir ve daha çok astrofizikçi aksi bir kanıt olmadığı sürece nötron yıldızlarının limitin üstünde olanlarının direkt kara delik olarak çöktüğünü öne sürmektedir.
Kara deliliğin oluşabilmesi için TOV limiti aşan bir kütleye sahip yıldızın çökmesi gerekmektedir. Teoriye göre yıldızın gelişme sürecindeki kütle kaybı izole edilmiş bir yıldızın metallik özelliğinden kaynaklı yaklaşık olarak 10 Güneş kütlesinden daha fazla kütleye sahip olamayacağını söyler. Yapılan araştırmalara göre daha büyük kütlede olan görece sönük olan ve x-ray spektrumunda olan birkaç devasa objeye X-ray ikili sistemine göre yıldızsı kara delik oldukları düşünülmüştür. Bu tür yıldız benzeri kara delikler 3 ile 20 Güneş kütlesi arasında kütleye sahip olan kara delik adaylarını oluşturmaktadırlar.
Kaynakça
- I. Bombaci (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star". Astronomy and Astrophysics 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B.
- ^ R.C. Tolman (1939). "Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid". Physical Review 55 (4): 364–373. Bibcode:1939PhRv...55..364T. doi:10.1103/PhysRev.55.364.
- ^ J.R. Oppenheimer and G.M. Volkoff (1939). "On Massive Neutron Cores". Physical Review 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374.
- ^ S.E. Woosley, A. Heger, and T.A. Weaver (2002). "The Evolution and Explosion of Massive Stars". Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W.doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.
- ^ J.E. McClintock and R.A. Remillard (2003). "Black Hole Binaries". arXiv:astro-ph/0306213 [astro-ph]. Bibcode 2003astro.ph..6213M.
- ^ J. Casares (2006). "Observational Evidence for Stellar-Mass Black Holes". arXiv:astro-ph/0612312 [astro-ph]. Bibcode 2006astro.ph.12312C.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Tolman Oppenheimer Volkoff limiti TOV limit Tolman Oppenheimer Volkoff limiti TOV limit notron dejenere madde iceren yildizlarin kutlesi icin bir ust sinirdir TOV limit beyaz cuce yildizlarini andiran Chandrasekhar limitine benzemektedir Yaklasik olarak 1 ile 3 Gunes kutlesi arasinda bir degere sahiptir ve orijinalinde 15 ile 20 Gunes kutlesi yildizinin yerine gecmektedir TarihiBu limit J Rober Oppenheimer ve Georege Volkoff tarafindan 1939 yilinda hesaplanmistir ve Richard Chace Tolman tarafindan calisilmistir Oppenheimer ve Volkoff notron yildizi icindeki notronlarin dejenere soguk Fermi gazlarini olusturduklarini kabul etmislerdir Bu limit kutlesini yaklasik olarak 0 7 Gunes kutlesi olmasina sebebiyet vermektedir Modern zamanlarda ise bunun yaklasik olarak 1 5 ile 3 Gunes kutlesi arasinda oldugu tahmin edilmistir Degerlerdeki bu belirsizlik oldukca yogun maddelerin durum dengelerinin bilinmemesinden kaynaklanmaktadir PSR JO348 0432 nin 2 01 0 04 luk Gunes kutlesi TOV limit icin bir alt sinir olarak belirlenmistir Uygulama alanlariLimitten kucuk olan bir notron yildizinda yildizin kutlesi kisa menzil itici notron notron etkilesimlerindeki guclu kuvvetler ile ve notronlardaki kuantum dejenere basinc ile dengelenmistir Eger kutlemiz bu limitin ustunde ise yildiz coker ve daha yogun bir forma gecis yapar Kara delik haline gecebilir veya baska bir sekle burunebilir Ornegin quark dejenere basinci sonrasinda olusan quark yildizi Kuramsal degerlerden dolayi dejenere maddenin daha egzotik formlari daha az bilinmektedir ve daha cok astrofizikci aksi bir kanit olmadigi surece notron yildizlarinin limitin ustunde olanlarinin direkt kara delik olarak coktugunu one surmektedir Kara deliligin olusabilmesi icin TOV limiti asan bir kutleye sahip yildizin cokmesi gerekmektedir Teoriye gore yildizin gelisme surecindeki kutle kaybi izole edilmis bir yildizin metallik ozelliginden kaynakli yaklasik olarak 10 Gunes kutlesinden daha fazla kutleye sahip olamayacagini soyler Yapilan arastirmalara gore daha buyuk kutlede olan gorece sonuk olan ve x ray spektrumunda olan birkac devasa objeye X ray ikili sistemine gore yildizsi kara delik olduklari dusunulmustur Bu tur yildiz benzeri kara delikler 3 ile 20 Gunes kutlesi arasinda kutleye sahip olan kara delik adaylarini olusturmaktadirlar Kaynakca I Bombaci 1996 The Maximum Mass of a Neutron Star Astronomy and Astrophysics 305 871 877 Bibcode 1996A amp A 305 871B R C Tolman 1939 Static Solutions of Einstein s Field Equations for Spheres of Fluid Physical Review 55 4 364 373 Bibcode 1939PhRv 55 364T doi 10 1103 PhysRev 55 364 J R Oppenheimer and G M Volkoff 1939 On Massive Neutron Cores Physical Review 55 4 374 381 Bibcode 1939PhRv 55 374O doi 10 1103 PhysRev 55 374 S E Woosley A Heger and T A Weaver 2002 The Evolution and Explosion of Massive Stars Reviews of Modern Physics 74 4 1015 1071 Bibcode 2002RvMP 74 1015W doi 10 1103 RevModPhys 74 1015 J E McClintock and R A Remillard 2003 Black Hole Binaries arXiv astro ph 0306213 astro ph Bibcode 2003astro ph 6213M J Casares 2006 Observational Evidence for Stellar Mass Black Holes arXiv astro ph 0612312 astro ph Bibcode 2006astro ph 12312C