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奥本海默，J.R.
原图链接 来自科学网
原文名	Oppenheimer limit

奥本海默，J.R.（J. Robert Oppenheimer，1904年～1967年)美国理论物理学家和科学组织家，美国研制第一批原子弹的“曼哈顿计划”的主要技术负责人。

奥本海默极限是稳定中子星的质量上限。1936年﹐奥本海默等证明存在一个临界质量，一颗热核能源耗尽的星体﹐如果质量大于这个临界质量﹐就不可能成为稳定的中子星，它要么经过无限坍缩形成黑洞﹐要么形成介于中子星与黑洞之间的其他类型的致密星，这个临界质量被称为奥本海默极限。

概念解释

稳定中子星的质量上限。 1936年﹐奥本海默等首先讨论了由简并中子态物质构成的致密星体﹐即中子星的平衡和稳定性。这种星体的性质﹐主要由自引力和简并中子压力二者之间的平衡决定。利用广义相对论的无转动球对称星体结构方程﹐并用理想费密气体方程作为中子物质的物态方程﹐奥本海默等证明﹐存在一个临界质量M ≒0.75M ﹐M 表示太阳质量。当星体的质量小于M 时﹐存在稳定的平衡解﹔反之﹐没有稳定的平衡解。中子星的质量上限M 就是奥本海默极限。如果采用更接近实际的中子物态方程。奥本海默极限的数值将不同于原来的数值。由于目前有关密度大于 10克/厘米时的物态方程还不确定﹐中子星的质量上限也不确定﹐一般可取为2M 。

奥本海默极限（TOV极限，也叫奥本海默-沃尔科夫极限）即是中子星的质量上限，类似于白矮星质量上限的钱德拉塞卡极限。如上节所述，奥本海默和沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍太阳质量，这在今天看来应该是错误的，当今的结果在1.5至3倍太阳质量之间。对于质量小于此极限的中子星，支持星体的内部压力来自中子与中子之间的强相互作用以及中子本身的量子简并压力；而对于质量大于此极限的中子星会在自身引力的作用下崩溃，从而坍缩为一个黑洞，理论上在其他途径的内部压力支持下还可能成为其他形式的星体（例如在夸克简并压力的支持下坍缩为夸克星）。但由于对这些理论上的夸克简并物质了解相对中子简并物质更少，一般天体物理学家相信，除非有实际观测的反例证实，中子星在超过这一极限时都会直接坍缩为黑洞。

一颗热核能源耗尽的星体﹐如果质量大于奥本海默极限﹐不可能成为稳定的中子星。它的一种可能归宿是经过无限坍缩形成黑洞﹐另一种归宿是形成介于中子星与黑洞之间的其他类型的致密星。

相关人物

J. Robert Oppenheimer (1904～1967)美国理论物理学家和科学组织家。

美国研制第一批原子弹的“曼哈顿计划”的主要技术负责人。1904年 4 月22日生于纽约，1925年毕业于哈佛大学，其后两年间， 先后在英国剑桥大学卡文迪什实验室和德国格丁根大学研读，在M.玻恩指导下于1927年获得格丁根大学博士学位。1929年再次去欧洲，先后在荷兰莱顿大学和瑞士苏黎世大学工作，得识W.泡利。回国后，1929～1942年在加利福尼亚大学和加利福尼亚理工学院任教和做研究工作。1946～1966年任普林斯顿高级研究院院长。1967年 2月18日患喉癌在美国普林斯顿逝世。

奥本海默从青年时代起主要从事物理学的理论工作， 在原子核理论、量子场论等方面都有过贡献。早在1926 年,他就利用量子力学方法研究了分子振动光谱;1930年 指出P.A.M.狄克电子理论中的“空穴”不是质子，而 应是质量与电子相同的一种带正电的新粒子；后来又同 别人合作，提出了中子星的质量上限，即奥本海默极限。 1939年还根据广义相对论提出黑洞理论。

1942年奥本海默负责筹组了属于曼哈顿计划的洛斯 阿拉莫斯实验室，次年任该实验室主任。在此期间，他 组织领导了一大批世界著名的物理学家，研究、设计了 首批原子弹。被称为“原子弹之父”。第二次世界大战 以后,他反对美国制造氢弹,主张原子能的和平利用；曾受到麦卡锡主义者的迫害（即所谓奥本海默案件）。

奥本海默培养了许多理论物理学家，促进了第二次 世界大战后美国的新的物理学中心的形成。