奥本海默极限(奥本海默极限是怎么算出来的)

<h2>奥本海默极限的Aobenhaimo 奥本海默，J.R.

美国第一个研制原子弹的“曼哈顿计划”的主要技术负责人。 1904年4月22日出生于纽约，1925年毕业于哈佛大学，随后两年在英国剑桥大学卡文迪许研究所和德国格丁根大学进行研究，并在米.鲍恩的指导下于1927年获得格丁根大学博士学位。 1929年我再次去欧洲，在荷兰莱顿大学和瑞士苏黎世大学工作，认识w .布里。 回国后，1929~1942年在加州大学和加州理工大学任教和研究。 1946~1966年就任普林斯顿高级研究院院长。 1967年2月18日，他因喉癌死于美国普林斯顿。

奥本海默从青年时代开始主要从事物理学理论，在原子核理论、量子场论等方面做出了贡献。 1926年，他用量子力学方法研究了分子振动光谱； 1930年指出，P.A.M .迪克电子理论的“空穴”应该是与电子质量相同的带正电的新粒子，而不是质子； 之后，与他人合作，提出了中子星的质量上限，即奥本海默的极限。 1939年在广义相对论的基础上还提出了黑洞理论。

1942年，奥本海默负责策划属于曼哈顿计划的洛斯阿拉莫斯实验室，次年出任该实验室主任。 在此期间，他率领许多世界著名的物理学家研究和设计了第一枚原子弹。 被称为“原子弹之父”。 二战后，他反对美国制造氢弹，主张和平利用核能； 我曾受到麦卡锡主义者的迫害。

奥本海默培养了许多理论物理学家，促进了二战后美国新的物理中心的形成。

<h2>奥本海默极限的奥本海默极限 （Oppenheimer limit ）

稳定中子星的质量上限。 1936年，奥本海默等人首先讨论了由简并中子态物质组成的致密星，即中子星的平衡和稳定性。 这颗恒星的性质主要由自引力和简并中子压力的平衡决定。 利用无广义相对论旋转球的对称天体本构方程，用理想费米气体方程作为中子物质的物态方程，奥本海默等人证明临界质量M0.75M﹐M，m表示太阳质量。 恒星质量小于m时，存在稳定的平衡解，相反没有稳定的平衡解。 中子星的质量上限m是奥本海默的极限。 如果采用更接近实际的中子状态方程。 奥本海默极限的数值与原来的数值不同。 目前，密度大于10克/厘米时的物态方程尚未确定，因此中子星的质量上限也尚未确定，通常宜为2M。

奥本海默极限( TOV极限，也称为奥本海默沃尔科夫极限)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。 如前一节所述，奥本海默和沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍的太阳质量。 这在今天应该是错误的，但现在的结果在1.5倍到3倍的太阳质量之间。 如果是质量小于这个极限的中子星，支撑星体的内部压力来自中子和中子的强相互作用和中子自身的量子简并压力，质量超过这个极限的中子星在自身重力的作用下崩溃，成为黑洞。 理论上，如果受到其他渠道的内部压力的支撑，也有可能成为其他形式的星星。 (例如，在夸克简并压力的支持下变成夸克星)。 但是，由于这些理论上对夸克简并物质的理解少于中子简并物质，一般天体物理学家相信，除非有实际观测的反例，否则中子星在超过这个极限后会直接变成黑洞。

热核能源枯竭的星球，如果质量大于奥本海默的极限，就不可能成为稳定的中子星。 其中一个可能的归宿是经过无限坍缩成为黑洞，另一个归宿是成为介于中子星和黑洞之间的其他类型的致密星。

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