【錢德拉塞卡極限、奧本海默極限大約分別是幾倍太陽的質(zhì)量】在天體物理學中，恒星的最終命運與其質(zhì)量密切相關(guān)。當大質(zhì)量恒星耗盡核燃料后，其核心會發(fā)生劇烈的坍縮，最終可能形成中子星或黑洞。而“錢德拉塞卡極限”和“奧本海默極限”是描述這一過程的重要概念，它們分別代表了不同天體結(jié)構(gòu)的穩(wěn)定邊界。
一、總結(jié)
- 錢德拉塞卡極限：指的是白矮星能夠穩(wěn)定存在的最大質(zhì)量，超過這個極限，白矮星將無法抵抗自身的引力而發(fā)生坍縮，最終可能形成中子星或黑洞。
- 奧本海默極限：是指中子星能夠維持穩(wěn)定狀態(tài)的最大質(zhì)量，一旦超過這一極限，中子星也會因自身引力而進一步坍縮，形成黑洞。
這兩個極限值是理解恒星演化和黑洞形成的關(guān)鍵參數(shù)。
二、表格對比
| 極限名稱 | 定義 | 大約質(zhì)量（太陽質(zhì)量） | 說明 |
| 錢德拉塞卡極限 | 白矮星能穩(wěn)定存在的最大質(zhì)量 | 約1.44倍 | 超過此值，白矮星將無法維持穩(wěn)定 |
| 奧本海默極限 | 中子星能穩(wěn)定存在的最大質(zhì)量 | 約2.0–3.0倍 | 具體數(shù)值尚有爭議，不同模型差異較大 |
三、補充說明
錢德拉塞卡極限由印度裔美國天體物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡提出，基于量子力學中的泡利不相容原理，解釋了白矮星為何能抵抗引力坍縮。而奧本海默極限則源于奧本海默與合作者對中子星結(jié)構(gòu)的研究，盡管具體數(shù)值存在一定的不確定性，但它是判斷中子星是否能穩(wěn)定存在的關(guān)鍵標準。
需要注意的是，這些極限并非絕對不變的常數(shù)，而是依賴于具體的物理條件和模型假設(shè)。隨著天體物理研究的深入，這些數(shù)值可能會被進一步修正和完善。
通過了解這些極限，我們能夠更好地理解宇宙中不同天體的演化路徑，以及黑洞形成的臨界條件。
