トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界

トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界

トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界（TOV限界）は、中性子星が保持することができる質量の上限を示します。これは、白色矮星が従うチャンドラセカール限界と同様に、恒星の進化において極めて重要な役割を果たしています。現在、推定されるこの限界の範囲は約1.5から3.0太陽質量とされています。

歴史的背景

この概念は、1939年にロバート・オッペンハイマーとジョージ・ヴォルコフによって初めて計算されました。彼らはリチャード・C・トルマンの研究を基に、中性子星が中性子の冷たい縮退したフェルミ気体から成り立っているという仮定を行いました。この初期の計算の結果、中性子星の質量限界は約0.7太陽質量と算出され、これは白色矮星のチャンドラセカール限界よりも低い値です。

その後、研究が進むにつれて、中性子間に作用する強い相互作用による斥力が考慮されるようになり、さらに高い質量限界が提案されるようになりました。現代の理解では、TOV限界はおよそ1.5から3.0太陽質量に設定されています。この幅は、超密度物質を記述するための状態方程式が依然として不明な部分が多いことに起因しています。

恒星進化における重要性

TOV限界は恒星の進化の最終段階を分析する際に不可欠な概念です。この限界よりも質量が小さい中性子星は、強い相互作用による短距離の中性子間相互作用の斥力と中性子縮退圧によって安定しています。しかし、中性子星がこの限界を超える質量を持つ場合、星はより高密度な状態に崩壊し、場合によってはブラックホールを形成すると考えられています。特に、クォーク縮退圧などの異なる仮説に基づく縮退物質の性質については未解明な部分が多く、TOV限界を超える中性子星がどのように振舞うかについてはまだ多くの研究が必要です。

ブラックホール形成のメカニズム

中性子星が崩壊してブラックホールが形成されるためには、その質量がTOV限界を超えなければなりません。観測の結果、X線連星を構成するいくつかの重い天体は、質量が大きく、比較的暗いことが確認されており、これらはおそらく恒星ブラックホールであると推測されています。これらの候補天体の質量は、太陽質量のおよそ3倍から20倍に達するとされており、これはTOV限界を明確に超えているのです。

結論

トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界は、中性子星の進化やその後の崩壊過程を理解する上で基本的ながら重要な概念です。この限界を超える星の挙動や、どのようにしてブラックホールが形成されるかという点については、今後の研究によってさらなる解明が期待されています。

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