チャンドラセカール限界

デジタル大辞泉

チャンドラセカール‐げんかい【チャンドラセカール限界】

読み方：ちゃんどらせかーるげんかい

電子の縮退圧によって自身の重力を安定的に支えることができる質量の上限。白色矮星の場合、太陽質量の約1.4倍程度。インド出身の天体物理学者チャンドラセカールにより導出された。チャンドラセカールの限界。チャンドラセカール質量。→トルーマンオッペンハイマーボルコフ限界

ウィキペディア

チャンドラセカール限界

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2024/09/25 00:54 UTC 版)

チャンドラセカール限界（チャンドラセカールげんかい、英: Chandrasekhar Limit）またはチャンドラセカール限界質量とは、縮退した絶対零度の電子の圧力により支えられる白色矮星の質量の上限値である。1930年代にこの限界を提唱した英領インド出身の物理学者スブラマニアン・チャンドラセカールの名前に由来する。白色矮星と恒星の連星系において、恒星からの降着でガスを獲得した白色矮星の質量がこの限界を超えるとIa型超新星爆発に至るとされる。

概説

白色矮星は、自らの質量による重力で収縮しようとする力と、構成物質の電子の縮退圧とが釣り合ってその大きさを保っている。ところが、ある程度以上に天体質量が大きいと、天体としての構造を縮退圧では支えきれないため、白色矮星としては存在し得なくなる。チャンドラセカールは、その限界質量について1931年から1935年に掛けて以下の式を導き出し、その結果から太陽の1.26倍以上の質量を持った白色矮星は存在しないと結論付けた。

$M={\frac {5.87}{\mu ^{2}}}M_{\text{☉}}$

この項目は、天文学（天文学者を含む）や地球以外の天体に関連した書きかけの項目です。この項目を加筆・訂正などしてくださる協力者を求めています（プロジェクト:天体／Portal:天文学）。

• 表示
• 編集