「シェーンベルグ=チャンドラセカール限界」とは異なります。
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を翻訳することにより充実させることができます。(2017年10月)翻訳前に重要な指示を読むには右にある[表示]をクリックしてください。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[1]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[2]。 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
概説
上式で、M が白色矮星の質量、M? が太陽質量である。μ は原子核の核子の数をその原子の電子数で割った値(電子1個当たりの核子数)である。ここで μ の値として、恒星で主に合成される原子核の中で最も安定な原子核である鉄の同位体の鉄56の原子核の核子の数56と、その鉄原子の電子数26を与えると M = 5.87 μ Fe 2 M ☉ = 5.87 ( 56 / 26 ) 2 M ☉ ≈ 1.26 M ☉ {\displaystyle M={\frac {5.87}{\mu _{\text{Fe}}^{2}}}M_{\text{?}}={\frac {5.87}{(56/26)^{2}}}M_{\text{?}}\approx 1.26M_{\text{?}}}
となる。チャンドラセカールは、この先駆的な研究が評価されて1983年にノーベル物理学賞を受賞している。
電子の平均分子量を2、白色矮星内部の温度をゼロと仮定したとき、チャンドラセカール限界質量は太陽質量の1.46倍程度となるが[8]、実際の白色矮星はガスが圧縮されて熱を持っているため、この質量に到達する前のおよそ1.38M?で核融合反応が始まってIa型超新星として爆発するものと考えられている[9][10]。