奥本海默 弗尔科夫极限收缩不可抵挡(奥本海默极限意味着什么)
奥本海默 弗尔科夫极限收缩不可抵挡(奥本海默极限意味着什么)
对于这种极端物质状态，奥本海默与斯奈德的见解是，收缩过程将不可避免。他们指出，任何试图逃离的辐射都将遭受越来越强的引力红移影响，为了抵抗这种引力，光的波长会不断延长。在观察者眼中，坍缩中的星体会逐渐散发出越来越暗、色调更偏红的光。
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。
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。
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。
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、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。
3、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。
4、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、托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限（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。
2、托尔曼（Richard C. Tolman）在1934年和1939年间分析了球对称度规 ，而这个方程的形式则是由奥本海默和沃尔科夫（George Volkoff）借助托尔曼的工作在他们1939年的论文《在巨大的中子核上》中推导出的。
3、天体物理学中，托尔曼-奥本海默-沃尔科夫方程（英文：Tolman-Oppenheimer-Volkoff Equation，简称作TOV Equation）是在广义相对论框架下描述一个处在定态引力平衡状态下的各向同性球对称物体结构的约束方程。它所描述的是恒星在辐射压力和自身引力作用下的相对论性流体静力学平衡。
不是的。只有质量超过10倍太阳质量的恒星，到演化终结时，才有可能坍缩为黑洞。在此质量以下的恒星不会坍缩为黑洞。另外，会形成黑洞的“极限”也不是“钱德拉塞卡极限（44倍太阳质量）”，而是“奥本海默极限（2倍太阳质量）”。而奥本海默极限指的不是恒星质量，而是演化到终结时的恒星剩余质量。
要形成太阳这样的黄矮星，原始星云质量必须大于太阳质量的1069倍。 ----质量小于44倍太阳质量（称为钱德拉塞卡极限）的巨星，在巨星阶段结束后能坍缩成稳定的白矮星。 质量大于钱德拉塞卡极限小于太阳质量2-3倍的巨星，坍缩成中子星。 质量大于太阳质量2-3倍的巨星，可能坍缩成黑洞。
恒星塌缩成白矮星的质量界限是**44倍太阳质量**（称为钱德拉塞卡极限）。如果恒星的质量大于这一界限，它将塌缩成中子星。而塌缩成黑洞的质量界限则没有明确的界定，一般认为在2-3倍太阳质量之间。需要注意的是，这些数据可能会有一定的浮动。
其次，宇宙中存在大量的巨型天体，如恒星。这些天体在漫长的演化过程中，其质量一直在增加。当一颗恒星消耗完其内核中的可燃素质，如果其质量超过钱德拉塞卡极限，则这颗恒星就会在自身的重力作用下坍缩，无法支撑自身结构，并最终形成黑洞。因此，黑洞的形成与恒星的演化密切相关。
钱德拉塞卡极限是由印度裔美籍天文物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡提出来的一个理论，因此就以他的名字命名。这个理论的意思就是说恒星死亡时残留的质量不得超过钱德拉塞卡极限，否则电子简并压就无法抵御引力的压力，坍缩就将继续，最终收缩为一个中子星或者黑洞。
黑洞是由德国数学家卡尔·史瓦西首次计算出来的，在黑洞周围任何东西无论是信号、光还是物质都无法逃逸，时空在这里成为了一个无底洞，这么一个看不到摸不到也探测不到的地方就叫黑洞。
