チャンドラセカール限界

チャンドラセカール限界とは

チャンドラセカール限界（英: Chandrasekhar Limit）とは、白色矮星という天体が、その内部の電子の縮退圧によって支えられる質量の最大値のことです。この限界は、1930年代に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によって提唱され、彼の名にちなんで命名されました。

白色矮星と質量

白色矮星は、恒星がその寿命を終える際に形成される天体の一つです。その内部では、電子が縮退状態となり、その縮退圧が重力による収縮に抵抗することで、天体としての構造を保っています。しかし、白色矮星の質量が大きくなりすぎると、この縮退圧では支えきれなくなり、重力崩壊を起こしてしまいます。

限界質量の計算

チャンドラセカールは、1931年から1935年にかけて、白色矮星の限界質量を計算する式を導き出しました。その結果、白色矮星の質量が太陽の約1.26倍を超えると、安定して存在できないことが示されました。

具体的には、以下の式で限界質量を計算できます。

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

ここで、Mは白色矮星の質量、M☉は太陽質量、μは原子核の核子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）を表します。鉄56の場合、μは約2.15となり、計算すると限界質量は約1.26太陽質量となります。

チャンドラセカールのこの業績は、1983年にノーベル[[物理学賞]]を受賞する大きな理由の一つとなりました。

Ia型超新星との関連

チャンドラセカール限界は、Ia型超新星という特殊な超新星爆発現象を理解する上で非常に重要です。連星系をなす白色矮星が、伴星からガスを吸い込み、質量がチャンドラセカール限界を超えると、核融合反応が暴走し、Ia型超新星爆発を引き起こします。この超新星爆発は、明るさがほぼ一定であるため、宇宙の距離を測るための標準光源として利用されています。

限界を超える質量を持つ超新星

しかし、近年では、チャンドラセカール限界を超えた質量を持つIa型超新星も観測されています。これらの超新星のメカニズムは未だ完全には解明されておらず、高速自転による遠心力や強力な磁場が関わっている可能性が指摘されています。これらの発見は、チャンドラセカール限界の再検討を促すとともに、天体物理学における新たな謎を提起しています。

まとめ

チャンドラセカール限界は、白色矮星の安定性を決定づける重要な質量上限です。また、Ia型超新星爆発を理解する上で不可欠な概念であり、天体物理学の根幹をなす理論の一つとして、その重要性は今日においても変わりません。

参考文献

野本憲一、定金晃三、佐藤勝彦『恒星』 第7巻（第1版第1刷）、日本評論社〈シリーズ現代の天文学〉、2009年7月25日。ISBN 978-4535607279。

関連項目

恒星進化論
コンパクト星
トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界
レーン＝エムデン方程式

外部リンク

法則の辞典『チャンドラセカール限界』 - コトバンク
* ブリタニカ国際大百科事典 小項目事典『チャンドラセカールの限界』 - コトバンク

もう一度検索