中子星碰撞后会灰飞烟灭还是形成黑洞 (奥本海默沃尔柯夫极限)
中子星碰撞后会灰飞烟灭还是形成黑洞 (奥本海默沃尔柯夫极限)
形成黑洞；（2）形成一颗更大质量的中子星；（3）被撞成碎片。两颗中子星碰撞过后，根据它们合并的质量，会出现不同的结局。
致密恒星的质量低于44倍太阳质量，则可能是白矮星，但质量大于奥本海默-沃尔可夫极限（2倍太阳质量）的恒星会继续发生引力坍缩，则无可避免的将产生黑洞。
如果在这个过程中，到这个过程结束后，中子星质量仍未达到奥本海默-沃尔科夫极限，则结果是成为一颗质量更大、尺度更小的中子星。如果质量超过了奥本海默-沃尔科夫极限，一般认为它将不可避免地坍缩为一个黑洞。不过目前认为，它还可能演化为介于中子星和黑洞之间的另一类致密星。
致密恒星的质量低于44倍太阳质量，则可能是白矮星，但质量大于奥本海默-沃尔可夫极限（5-0倍太阳质量）的中子星会继续发生引力坍缩，则无可避免的将产生黑洞。
重力开始向中心无限坍缩，然后形成“黑洞”，黑洞的中心往往是一个奇点。目前黑洞有两个经典的极限值，第一个是奥本海默-沃尔科夫极限（冷中子星质量上限）接近17双太阳质量。如果一颗冷中子星超过了这个极限，它很可能会因为强引力而坍缩成一个黑洞。第二个是著名的史瓦西半径。
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。
1、.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”。
2、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。
3、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 。
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。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 。
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。
这里简单叙述为，对于一个满足托尔曼-奥本海默-沃尔科夫方程的解，度规具有如下形式 其中 满足约束条件 当系统的状态方程（EOS，它建立了密度与压力的关系） 确定后，托尔曼-奥本海默-沃尔科夫方程能够完全决定这个球对称且各向同性的系统在引力平衡状态下的结构。
.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”。
由于目前有关密度大于 10克/厘米时的物态方程还不确定﹐中子星的质量上限也不确定﹐一般可取为2M 。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。
正确选项为C，中子星质量超过奥本海默·沃尔科夫质量极限会变成黑洞。
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。
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。
一般说来，在大质量天体演化末期，坍缩核心的质量超过太阳质量的2倍（托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限）时，由于没有能够对抗引力的斥力，核心坍塌将无限进行下去，从而形成黑洞。核心小于44个太阳质量（钱德拉塞卡极限）的，会变成白矮星，最终成为黑矮星；介于两者之间的，形成中子星。
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。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 。
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。
