{{위키데이터 속성 추적}}
'''톨만-오펜하이머-볼코프 한계'''(Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit, 또는 '''TOV 한계''')는 차갑고 회전하지 않는 [[중성자별]]의 [[질량]]에 대한 상한으로, [[백색왜성]]의 [[찬드라세카르 한계]]와 유사하다. 중성자 별의 병합으로 인한 첫 번째 중력파 사건인 [[GW170817]]을 관찰하면(합체 후 몇 초 내에 블랙홀로 붕괴된 것으로 생각됨) [[태양 질량]]의 2.17배에 가깝다는 것을 암시한다.<ref name = "Linares2018">{{저널 인용|title= Peering into the Dark Side: Magnesium Lines Establish a Massive Neutron Star in PSR J2215+5135|journal= The Astrophysical Journal|volume= 859|issue= 1|pages= 54|doi= 10.3847/1538-4357/aabde6|arxiv= 1805.08799|year= 2018|last1= Linares|first1= M.|last2= Shahbaz|first2= T.|last3= Casares|first3= J.|last4= Grossan|first4= Bruce|bibcode= 2018ApJ...859...54L|s2cid= 73601673}}</ref> 쌍성계를 이루는 중성자별은 질량이 <math>2.27(\pm0.16)M_\bigodot</math>에 근접하거나 약간 초과하는 질량을 갖는 것으로 측정되었다.<ref name="Cromartie2019">{{저널 인용|last1= Cromartie|first1=H. T.|last2= Fonseca|first2=E.|last3= Ransom|first3=S. M.|last4 =Demorest|first4=P. B.|last5= Arzoumanian|first5=Z.|last6= Blumer|first6=H.|last7= Brook|first7=P. R.|last8= DeCesar|first8=M. E.|last9= Dolch|first9=T.|last10= Ellis|first10=J. A.|last11= Ferdman|first11=R. D.|last12= Ferrara|first12=E. C.|last13= Garver-Daniels|first13=N.|last14= Gentile|first14=P. A.|last15= Jones|first15=M. L.|last16= Lam|first16=M. T.|last17= Lorimer|first17=D. R.|last18= Lynch|first18=R. S.|last19= McLaughlin|first19=M. A.|last20= Ng|first20=C.|last21= Nice|first21=D. J.|last22= Pennucci|first22=T. T.|last23= Spiewak|first23=R.|last24= Stairs|first24=I. H.|last25= Stovall|first25=K.|last26= Swiggum|first26=J. K.|last27= Zhu|first27=W. W.|title= Relativistic Shapiro delay measurements of an extremely massive millisecond pulsar|journal= Nature Astronomy|pages=72–76|year= 2019|volume=4|doi= 10.1038/s41550-019-0880-2|display-authors= 3|bibcode=2019NatAs.tmp..439C|arxiv=1904.06759|s2cid=118647384}}</ref><ref name = "BA2019.09.17">{{웹 인용|url= https://www.syfy.com/syfywire/record-breaker-astronomers-find-the-most-massive-neutron-star-known-probably-the-most|title= Record breaker: Astronomers find the most massive neutron star known|last= Plait|first= Phil|date= 2019-09-17|website= [[Bad Astronomy]]|access-date= 2019-09-19}}</ref> 1995년 연구는 대략 1.5에서 3.0 태양질량에 한계를 두었지만,<ref name=Bombaci>{{저널 인용|first=I. |last=Bombaci |date=1996 |title=The Maximum Mass of a Neutron Star |url=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1996-01_305_3/page/871 |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=305 | pages=871–877 |bibcode=1996A&A...305..871B}}</ref> 엄격히 하면 회전하는 중성자별은 한계가 최대 18%까지 증가할 것으로 간주한다.<ref name = "Cho2018">{{저널 인용| last= Cho | first= A. | title= A weight limit emerges for neutron stars | journal= Science | volume= 359 | issue= 6377 | pages= 724–725 | date= 16 February 2018 | doi= 10.1126/science.359.6377.724 | pmid= 29449468 | bibcode= 2018Sci...359..724C }}</ref><ref name="Rezzolla2018">{{저널 인용|last1= Rezzolla|first1= L.|last2= Most|first2=E. R.|last3= Weih|first3=L. R.|title= Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars|journal= Astrophysical Journal|volume= 852|issue= 2|date= 2018-01-09|pages= L25|doi= 10.3847/2041-8213/aaa401|arxiv= 1711.00314|bibcode= 2018ApJ...852L..25R|s2cid= 119359694}}</ref>

== 같이 보기 ==
* [[쿼크별]]

== 각주 ==
<references />

{{블랙홀}}
{{토막글|천문학}}

[[분류:천체물리학]]
[[분류:중성자별]]
[[분류:블랙홀]]
[[분류:블랙홀]]