導入
チャンドラセカール質量は、物体の電子縮退圧力が重力崩壊せずに耐えることができる最大質量です。これは、白色矮星や大質量星の核など、縮退した物質でできた物体の周囲に物質が蓄積したときに発生します。
歴史
この限界は、1930 年に当時 20 歳だったインドの物理学者スブラマニャン チャンドラセカールによって、ボンベイへの定期船旅行中に計算されました。チャンドラセカールは、エディントンとファウラーが計算において相対性理論の効果を考慮することを忘れていたことを発見しました。エディントンはチャンドラセカールに長い間反対し、チャンドラセカールは1939年に星の構造に関する本を書き、この問題を決定的に解決した。
アプリケーション
チャンドラセカール質量は、I 型および II 型超新星の起源に関与しています。
白色矮星
白色矮星は、外層が吹き飛ばされた後の星の残骸であり、縮退した物質で形成され、半径が太陽程度の球の中に太陽程度の質量を収めている。地球。したがって、非常に高密度になります。炭素と酸素で構成される白色矮星の場合、チャンドラセカールの質量は太陽の質量の 1.44 倍、つまり 2.9.10kg に相当します。星の進化の終わりには、白色矮星の質量はチャンドラセカール質量よりもはるかに低い（太陽質量よりも小さい）ですが、物質を蓄積する可能性があり、特に別の星がその近くを周回する場合にこれが起こります。チャンドラセカールの質量が増加するにつれて、その半径は減少し、チャンドラセカールの質量に近づくと、重力収縮と新星のエピソードによって星の内部が十分に加熱され、炭素融合が開始されます。反応が始まると、縮退（圧力からの温度の独立性）により、体内の温度の上昇は等容性になります。この反応は温度に非常に強く依存するため、制御不能になり、放出されるエネルギーは白色矮星の重力結合エネルギーを超えます。後者は Ia 型超新星となり、爆発により白色矮星は完全に消滅し、膨張する高温ガスの雲だけが残ります。
巨大な星の中心部
太陽質量の 12 倍を超える質量を持つ星は、熱核融合反応が起こり、シリコンの融合によってニッケル 56 が形成されるほど高温です。中心のシリコンが鉄とニッケル５６に完全に変化すると、依然として反応中のシリコンの層に囲まれたニッケル５６のコアと不活性鉄が残る。不活性核は電子縮退圧力に達するまで収縮し、太陽質量約 1.2 倍のチャンドラセカール質量を持つ縮退体を構成します。シリコンの融合によりニッケルが生成され続けますが、これがボディに堆積し、次に変質します。蓄積された質量がチャンドラセカールの質量を超えると、重力崩壊が発生して超新星が始まり、直径数十キロメートルで太陽の少なくとも1.5倍の質量を含む中性子星が残ります。
物理的な
以下で説明する物理学は主に電子縮退に関するものです。
変性物質の性質
物質は、その密度と「低温」によってフェルミ粒子 (主に電子) がマクスウェル分布で予測されるよりも高いエネルギー準位を占めるようになると、縮退するといわれています。これにより、次のような特定のプロパティが得られます。
縮退物質で構成される物体は常に非常に質量があり (103⁰ kg 程度)、自己重力を持ちます。これは、この物質を維持するにはかなりの閉じ込めが必要なためです。たとえば、白色矮星の表面を構成する物質は、数十万度の温度で水の密度の約100万倍の密度を持っています。厳しい監禁から引き出され、より慣れた環境に置かれたこの物質は、爆発して非常に急速に希釈されます。
状態方程式
高度に縮退し、非相対論的または超相対論的であると想定されるガスの状態方程式は、非常に簡単に計算できます。強く縮退した非相対論的気体の場合、状態方程式は次のように記述されます。