Equação Tolman-Oppenheimer-Volkoff: diferenças entre revisões
Conteúdo apagado Conteúdo adicionado
Linha 1:
{{tradução2}}
Em [[astrofísica]], a '''equação Tolman-Oppenheimer-Volkoff''' delimita a estrutura de um corpo de material isotrópico simétrico esfericamente o qual esteja em equilíbrio gravitacional, como modelado pela [[relatividade geral]]. A equação<ref name="ov">[http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i4/p374_1 On Massive Neutron Cores], J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, ''Physical Review'' '''55''', #374 ([[February 15]], [[1939]]), pp. 374–381. {{en}}</ref><sup>, (10)</sup> é
:::::<math>\frac{dP(r)}{dr}=-\frac{G(\rho(r)+P(r)/c^2)(M(r)+4\pi P(r) r^3/c^2)}{r^2(1-2GM(r)/rc^2)}.</math>
Aqui, r é uma coordenada radial, e ρ(r<sub>0</sub>) e P(r<sub>0</sub>) são a densidade e a pressão, respectivamente, do material em r=r<sub>0</sub>. M(r<sub>0</sub>) é a massa total dentro do raio r=r<sub>0</sub>, como medido por observador distante de um campo gravitacional. Satisfaz-se M(0)=0 e <ref name="ov" /><sup>, (9)</sup>
Linha 24:
==Histórico==
[[Richard Chace 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 ([[15 de março]], [[1934]]), pp. 169–176. {{en}}</ref><sup>,</sup><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 ([[15 de fevereiro]], [[1939]]), pp. 364–373. {{en}}</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" />. Neste 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. 871–877. {{en}}</ref>
==Referências==
| |||