Limite d'Oppenheimer-Volkoff

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En astrophysique, la limite d'Oppenheimer-Volkoff, ou limite de Tolmann-Oppenheimer-Volkoff, correspond à la masse maximale théorique que peut avoir une étoile à neutrons. Au-delà de cette valeur, l'objet s'effondre alors en trou noir. La valeur de cette masse limite est d'environ 1,5 à 3 masses solaires^[1] et est à comparer avec la limite de Chandrasekhar pour les naines blanches. Cette limite est la valeur de la masse maximale du cœur de l'étoile. Les observations placent actuellement cette limite entre 2,2 et 2,7 masses solaires.

La limite d'Oppenheimer-Volkoff doit son nom aux deux physiciens qui ont complété les travaux précédemment entrepris par le physicien Richard C. Tolman à ce sujet^[2], J. Robert Oppenheimer et George M. Volkoff^[3].

À l'instar des naines blanches, la masse d'une étoile à neutrons se calcule à l'aide de deux équations différentielles, l'une décrivant la pression, l'autre la densité en fonction du rayon de l'étoile. Cependant, le rayon d'une étoile à neutrons est très proche de la limite d'occlusion gravitationnelle. Une étoile à neutrons est donc un astre dégénéré relativiste. Ces équations doivent tenir compte de la courbure de l'espace et s'obtiennent par la relativité générale.

La limite d'Oppenheimer-Volkoff n'est qu'une estimation car l'équation d'état, celle reliant la pression à la densité, n'est pas clairement connue. Il existe plusieurs modèles décrivant la structure interne d'une étoile à neutrons (étoile à hypérons, condensat de pions, de kaons, étoile à quark...). La valeur de 3 masses solaires correspond au cas le plus extrême, avec l'équation d'état la plus "rigide" possible, celle où la vitesse du son serait celle de la lumière. Néanmoins, l'observation a montré que la masse des étoiles à neutrons est très groupée à 1,35 +/- 0,04 masse solaire.^{[Information douteuse]}

Voir aussi

Bibliographie

[Tolman 1939] (en) Richard C. Tolman, « Static solutions of Einstein's field equations for spheres of fluid » [« Solutions statiques des équations du champ d'Einstein pour des sphères de fluide »], Physical Review, vol. 55, n^o 4,‎ 15 fév. 1939, p. 364-373 (DOI 10.1103/PhysRev.55.364, Bibcode 1939PhRv...55..364T, résumé).
[Oppenheimer et Volkoff 1939] (en) J. Robert Oppenheimer et George M. Volkoff, « On massive neutron cores » [« Sur les cœurs massifs de neutrons »], Physical Review, vol. 55, n^o 4,‎ 15 fév. 1939, p. 374-381 (DOI 10.1103/PhysRev.55.374, Bibcode 1939PhRv...55..374O, résumé, lire en ligne).
[Bombaci 1996] (en) Ignazio Bombaci, « The maximum mass of a neutron star » [« La masse maximale d'une étoile à neutrons »], Astronomy and Astrophysics, vol. 305,‎ janv. 1996, p. 871-877 (Bibcode 1996A&A...305..871B, lire en ligne).
(en) R. M. Wald, General Relativity, chapitre 6.2.
(fr) J. Heyvaerts Astrophysique, Etoiles, Univers et Relativité, Dunod, 2006, pp 212-214, (ISBN 2 10 049862 2)
(en) M. Camenzind Compact Objects in Astrophysics, Springer, 2007, pp 187-190&255, (ISBN 978 3 540 25770 7)

Articles connexes

Masse de Chandrasekhar

v · m Étoiles
Classes de luminosité et types spectraux	Classes de types spectraux : Type précoce Type intermédiaire Type tardif Hypergéante (0) : Variable lumineuse bleue bleue (O0-A0) jaune (fin A0 - début K0) rouge (K0-M0) Supergéante (I) : bleue (OI-BI) blanche (AI) jaune (FI-GI) rouge (KI-MI) Géante lumineuse (II) Géante (III) : bleue (OIII-BIII-certaines AIII) rouge (KIII-MIII) Sous-géante (IV) Naine (séquence principale = V) : bleue (OV) bleu-blanc (BV) blanche (AV) jaune-blanc (FV) jaune (GV) orange (KV) rouge (MV) Sous-naine (VI) : Type O (OVI) Type B (BVI) Naine (stade évolué) : bleue blanche rouge noire Classes particulières : Étoile de type solaire Naine brune (pas vraiment une étoile)
Types	Étoile double Étoile en fuite Étoile intergalactique Traînarde bleue Étoile Be Étoile à enveloppe Étoile [Be] Étoile binaire Étoile variable Étoile multiple Étoiles hypothétiques
Binaires	À contact À éclipses À enveloppe commune Astrométrique Détachée Semi-détachée Spectroscopique TTL Visuelle X X à faible masse X à forte masse gamma Sursauteur X Étoile symbiotique Pulsar binaire Microquasar
Variables	Désignation des étoiles variables Céphéide Cataclysmique Polaire Éruptive (type UV Ceti) Herbig Ae/Be Lumineuse bleue Semi-régulière Type Alpha² Canum Venaticorum Type Beta Lyrae Type BY Draconis Type Delta Scuti Type FU Orionis Type Mira Type RR Lyrae Type T Tauri Type W Virginis Wolf-Rayet Sursauteur gamma mou Blanche à pulsations À battements de cœur
Multiples	Système stellaire Amas stellaire Superamas stellaire Association stellaire Association OB Amas ouvert Amas globulaire Blue blobs
Compositions	Métallicité Am Ap et Bp roAp Baryum Carbone CH CN Hélium Hélium extrême He-weak Lambda Bootis Mercure et manganèse PG 1159 Plomb Type S Technétium
Objets compacts	Proto-étoile à neutrons Étoile à neutrons Magnétar Pulsar Désignation Double Milliseconde X X anormal Trou noir Microquasar Quasar
Hypothétiques	Coatlicue Étoile congelée Étoile de fer Étoile noire (gravité semi-classique) Étoile noire (matière noire) Étoile à préons Étoile à quarks Gravastar Naine bleue Étoile Q Objet de Thorne-Żytkow Quasi-étoile
Classifications	Désignations stellaires Bayer Flamsteed Chronologie Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Classe de luminosité Séquence principale Bande d’instabilité Branche asymptotique des géantes Red clump Population stellaire I II III
Catalogues	Barnard Henry Draper Gliese Hipparcos Messier NGC Washington (étoiles doubles) Aitken (étoiles doubles)
Listes	Brillantes Brillantes en apparence Brillantes et proches Extrêmes Géantes Hypothétiques Plus massives Moins massives Noms traditionnels Noms officiellement reconnus par l'UAI Proches
Formation (pré-séquence principale)	Nuage moléculaire Géant Disque d'accrétion Instabilité gravitationnelle Nébuleuse obscure Région HI Région HII Globule de Bok Protoétoile Globule obscur Fonction de masse initiale Objet Herbig-Haro Pré-séquence principale Trajet de Hayashi
Nébuleuses (post-séquence principale)	Rémanent de supernova Nébuleuse de vent de pulsar Protonébuleuse planétaire Nébuleuse planétaire
Physique stellaire	Astérosismologie Bulle de Wolf-Rayet Champ magnétique stellaire Cinématique stellaire Compacité Effondrement gravitationnel Évolution stellaire Freinage magnétique Instabilité de Rayleigh-Taylor Jet Limite d'Eddington Limite d'Oppenheimer-Volkoff Lobe de Roche Masse de Chandrasekhar Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Nucléosynthèse stellaire Micronova Nova Naine Rouge lumineuse Kilonova Supernova À effondrement de cœur Par production de paires Thermonucléaire Hypernova Unnova Rayon de Schwarzschild Réaction alpha Rotation stellaire Sursaut gamma Transfert de rayonnement Excès de couleur Flash de l'hélium Tremblement d'étoile Zone de convection
Soleil	Activité Apex Boucle coronale Chromosphère Constante Couronne Cycle Éclipse Éjection de masse coronale Éruption 1859 1989 2012 Filament Héliopause Héliosismologie Onde de Moreton Photosphère Protubérance Rayonnement Région de transition Spicule Sursaut Vent

v · m Étoile à neutrons
Types	Radio-quiet (en) Pulsar
Pulsars isolés	Magnétar Sursauteur gamma mou Pulsar X anormal RRAT
Pulsars binaires	Binaire X Binaire X Sursauteur X Liste (en) Milliseconde Binaire Be/X Accélération de la rotation d'une étoile à neutrons
Propriétés	Blitzar Sursaut radio rapide Accrétion de Bondi Sursaut gamma Glitch Neutronium Oscillation d'étoile à neutrons Pulsar optique Pulsar kick (en) Oscillations quasi périodiques Étoile relativiste Processus rp Starquake (en) Timing noise (en) Limite d'Oppenheimer-Volkoff Processus Urca
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v · m Trou noir
Type	Schwarzschild En rotation Chargé (en) Virtuel
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Propriété	Thermodynamique entropie Rayon de Schwarzschild Relation M-sigma Horizon physique horizon d'un trou noir horizon des événements dyadosphère Oscillations quasi périodiques Sphère de photons Ergosphère Évaporation Processus de Penrose Processus de Blandford–Znajek (en) Accrétion de Bondi Spaghettification Événement de rupture par effet de marée Lentille gravitationnelle
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