Equação Tolman-Oppenheimer-Volkoff: diferenças entre revisões

[[Richard C. Tolman|Tolman]] analisou métricas esfericamente simétricas em 1934 e 1939.<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 ([[March 15]], [[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> A forma da equação dada aqui foi deduzida por [[Robert Oppenheimer|Oppenheimer]] e [[George Michael Volkoff|Volkoff]] seu artigo de 1939, "On Massive Neutron Cores"<ref name="ov" />. Nste artigo, a equação de um [[gás Fermi]] degenerado de nêutrons era usada para calcular corpos acima do limite superior de ~0.7 [[massa solar|massas solares]] para a massa gravitacional de uma [[estrela de nêutron]]. Desde que esta equação de estado não é realística para uma estrela de nêutrons, esta massa limitante igualmente é incorreta. Modernas estimativas para este limite situam-se na faixa de 1.5 a 3.0 massas solares.<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>