恒星進化とは? わかりやすく解説

恒星進化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2021/04/04 08:19 UTC 版)

トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界」の記事における「恒星進化」の解説

トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界は、恒星進化の最終段階に関する研究において重要な役割を果たす。この限界よりも軽い中性子星では、星の重さ強い相互作用による短距離間での中性子-中性子相互作用斥力中性子縮退圧支えられている。もし、中性子星がこの限界よりも重いときにはより密度の高い状態へ崩壊するだろう。それはブラックホール形成する構成物変化して他の方法(例として、クォーク星であればクォーク縮退圧)によって支えられるクォーク縮退などのより変わった形の仮説的な縮退物質特徴は、中性子縮退比べてさらにわずかなことしか知られておらず、この限界への反証見られないことから、多く宇宙物理学者は、この限界超えた中性子星直接ブラックホールになると推測している。 個々の星が崩壊してブラックホール作られるためには、質量トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界超えてなければならない観測的に、X線連星構成するいくつかの重い天体は、大きな質量を持つこと、比較的暗いことおよびX線スペクトルから恒星ブラックホールだと考えられている。それらのブラックホール候補天体太陽質量およそ3から20倍の質量を持つと推定されている。

※この「恒星進化」の解説は、「トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界」の解説の一部です。
「恒星進化」を含む「トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界」の記事については、「トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界」の概要を参照ください。

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