1. 중력 : 중성자 별의 거대한 중력은 그 문제를 안쪽으로 끌어 당겨서 더 압축하려고 시도합니다.
2. 중성자 퇴행 압력 : 중성자는 Fermions이며, 이는 Pauli 배제 원칙에 순종하며, 이는 동일한 두 개의 페르미온이 동일한 양자 상태를 차지할 수 없다는 것을 나타냅니다. 이것은 퇴행성 압력으로 알려진 반발력을 생성하여 중력에 대응합니다.
여기에 상한이있는 이유는 다음과 같습니다.
* 중성자 별이 질량을 얻으면 중력이 증가합니다. 이 증가 된 중력은 중성자 별을 더욱 압축하려고합니다.
* 결국, 중력이 너무 강해져 퇴행 압력을 극복합니다. 이것은 중성자가 Pauli 배제 원리가 허용하는 것보다 강하게 더 가깝게 나타납니다.
* 이 시점에서 별이 더 무너져 블랙홀이 발생합니다. 이것은 알려진 힘 이이 시점에서 엄청난 중력을 견딜 수 없기 때문입니다.
Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) 한계 중성자 별의 질량에 대한 이론 상한은 블랙홀로 무너지기 전에입니다. 이 한도는 2-3 태양 질량 주변으로 추정됩니다. 그러나 중성자 별 문제의 상태 방정식 (압력과 밀도의 관계)에 따라 약간 달라질 수 있습니다.
중요한 고려 사항 :
* 중성자 별 문제의 방정식은 완벽하게 이해되지 않습니다. 따라서 정확한 TOV 한계를 계산하기가 어렵습니다.
* 우리가 완전히 이해하지 못하는 중성자 스타 내에서 다른 힘이있을 수 있습니다. 이것은 상한 질량에 영향을 줄 수 있습니다.
* 중성자 별 관찰은 끊임없이 세련되고있다. 이러한 관찰은 상태 방정식에 대해 더 많이 배우고 TOV 한계에 대한 이해를 개선하는 데 도움이 될 수 있습니다.
요약하면, 중성자 별의 질량의 상한은 중성자 별의 거대한 중력이 결국 그것을 유지하는 퇴행 압력을 극복하기 때문에 존재합니다. 일단 이런 일이 발생하면 별이 블랙홀을 형성하기 위해 무너집니다.
