概念解釋
穩定中子星的質量上限。
1936年﹐奧本海默等首先討論了由簡併中子態物質構成的緻密星體﹐即中子星的平衡和穩定性。這種星體的性質﹐主要由自引力和簡併中子壓力二者之間的平衡決定。利用廣義相對論的無轉動球對稱星體結構方程﹐並用理想費密氣體方程作為中子物質的物態方程﹐奧本海默等證明﹐存在一個臨界質量M ≒0.75M ﹐M 表示太陽質量。當星體的質量小於M 時﹐存在穩定的平衡解﹔反之﹐沒有穩定的平衡解。中子星的質量上限M 就是奧本海默極限。如果採用更接近實際的中子物態方程。奧本海默極限的數值將不同於原來的數值。由於目前有關密度大於 10克/厘米時的物態方程還不確定﹐中子星的質量上限也不確定﹐一般可取為2M 。
奧本海默極限（TOV極限，也叫奧本海默-沃爾科夫極限）即是中子星的質量上限，類似於白矮星質量上限的錢德拉塞卡極限。如上節所述，奧本海默和沃爾科夫得到的中子星質量上限約為0.7倍太陽質量，這在今天看來應該是錯誤的，當今的結果在1.5至3倍太陽質量之間。對於質量小於此極限的中子星，支持星體的內部壓力來自中子與中子之間的強相互作用以及中子本身的量子簡併壓力；而對於質量大於此極限的中子星會在自身引力的作用下崩潰，從而坍縮為一個黑洞，理論上在其他途徑的內部壓力支持下還可能成為其他形式的星體（例如在夸克簡併壓力的支持下坍縮為夸克星）。但由於對這些理論上的夸克簡併物質了解相對中子簡併物質更少，一般天體物理學家相信，除非有實際觀測的反例證實，中子星在超過這一極限時都會直接坍縮為黑洞。
一顆熱核能源耗盡的星體﹐如果質量大於奧本海默極限﹐不可能成為穩定的中子星。它的一種可能歸宿是經過無限坍縮形成黑洞﹐另一種歸宿是形成介於中子星與黑洞之間的其他類型的緻密星。
相關人物
J. Robert Oppenheimer (1904～1967)美國理論物理學家和科學組織家。
美國研製第一批核子彈的“曼哈頓計畫”的主要技術負責人。1904年 4 月22日生於紐約，1925年畢業於哈佛大學，其後兩年間， 先後在英國劍橋大學卡文迪什實驗室和德國哥廷根大學 研讀，在M.玻恩指導下於1927年獲得哥廷根大學博士學 位。1929年再次去歐洲，先後在荷蘭萊頓大學和瑞士蘇 黎世大學工作，得識W.泡利。回國後，1929～1942年在 加利福尼亞大學和加利福尼亞理工學院任教和做研究工 作。1946～1966年任普林斯頓高級研究院院長。1967年 2月18日患喉癌在美國普林斯頓逝世。
奧本海默從青年時代起主要從事物理學的理論工作， 在原子核理論、量子場論等方面都有過貢獻。早在1926 年,他就利用量子力學方法研究了分子振動光譜;1930年 指出P.A.M.狄克電子理論中的“空穴”不是質子，而 應是質量與電子相同的一種帶正電的新粒子；後來又同 別人合作，提出了中子星的質量上限，即奧本海默極限。 1939年還根據廣義相對論提出黑洞理論。
1942年奧本海默負責籌組了屬於曼哈頓計畫的洛斯 阿拉莫斯實驗室，次年任該實驗室主任。在此期間，他 組織領導了一大批世界著名的物理學家，研究、設計了 首批核子彈。被稱為“核子彈之父”。第二次世界大戰 以後,他反對美國製造氫彈,主張原子能的和平利用；曾 受到麥卡錫主義者的迫害（即所謂奧本海默案件）。
奧本海默培養了許多理論物理學家，促進了第二次 世界大戰後美國的新的物理學中心的形成。
