チャンドラセカール限界のソースを表示

{{混同|シェーンベルグ＝チャンドラセカール限界}}
{{Expand English|Chandrasekhar limit|date=2017年10月19日 (木) 10:11 (UTC)}}
'''チャンドラセカール限界'''（チャンドラセカールげんかい、{{lang-en-short|Chandrasekhar Limit}}）または'''チャンドラセカール限界質量'''{{R|astro-dic}}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[[イギリス領インド帝国|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 (天文学)|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|Ia型超新星爆発]]に至るとされる{{Sfn|野本憲一|定金晃三|佐藤勝彦|2009|pp=271-273}}。

== 概説 ==
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{{仮リンク|電子の縮退圧|en|Electron degeneracy pressure}}とが釣り合ってその大きさを保っている。ところが、ある程度以上に天体質量が大きいと、天体としての構造を[[フェルミ縮退|縮退圧]]では支えきれないため、白色矮星としては存在し得なくなる。チャンドラセカールは、その限界質量について[[1931年]]から[[1935年]]に掛けて以下の式を導き出し、その結果から[[太陽]]の1.26倍以上の質量を持った[[白色矮星]]は存在しないと結論付けた{{R|ChandrasekharMilne1931|Chandrasekhar2009|Chandrasekhar1931|Chandrasekhar1934|Chandrasekhar1935}}。
:<math>M=\frac{5.87}{\mu^2}M_\text{☉}</math>
上式で、{{Mvar|M}} が[[白色矮星]]の質量、{{Math|''M''<sub>☉</sub>}} が[[太陽質量]]である。{{Mvar|&mu;}} 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 {{Mvar|&mu;}} 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
:<math>M=\frac{5.87}{\mu_\text{Fe}^2}M_\text{☉}=\frac{5.87}{(56/26)^2}M_\text{☉}\approx 1.26M_\text{☉}</math>
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{{Sfn|野本憲一|定金晃三|佐藤勝彦|2009|pp=191,273}}、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'''1.38''M''<sub>☉</sub>'''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{{Sfn|野本憲一|定金晃三|佐藤勝彦|2009|p=273}}{{R|MazzaliRopke2007}}。

== Ia型超新星 ==
{{See also|Ia型超新星}}
[[Ia型超新星]]は、[[連星]]をなす白色矮星が伴星からのガス吸収により質量がチャンドラセカール限界を越えたために水素の[[核融合反応]]が暴走し超新星となったものである。よって質量は一定となり光度も等しくなると考えられ、見かけ上の明るさから距離を割り出せるため[[標準光源 (天文)|標準光源]]として利用されている{{R|Hachisu}}。

しかしながら、[[SN 2003fg]]、[[SN 2006gz]]、[[SN 2007if]]、[[SN 2009dc]]のように、明るすぎる特異なIa型超新星も複数見つかっており{{R|DasMukhopadhyay2013}}、如何なるメカニズムで白色矮星がチャンドラセカール限界を超える質量を持てるのかについては未だ十分に解明されていない{{R|YamanakaMaeda2016}}。超高速の[[自転]]による遠心力に因って重力が減じられているとする説{{R|YamanakaMaeda2016}}、強力な磁場で支えられているとする説などがある{{R|DasMukhopadhyay2013}}。

== 脚注 ==
{{脚注ヘルプ}}
{{Reflist|2|refs=
<ref name="MazzaliRopke2007">{{cite journal|display-authors=1
  |last1=Mazzali|first1=P. A.|last2=Ropke|first2=F. K.|last3=Benetti|first3=S.|last4=Hillebrandt|first4=W.
  |title=A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae
  |journal=Science|volume=315|issue=5813|year=2007|pages=825-828|issn=0036-8075
  |doi=10.1126/science.1136259|pmid =  17289993|arxiv = astro-ph/0702351v1|bibcode = 2007Sci...315..825M }}</ref>
<ref name="DasMukhopadhyay2013">{{cite journal
  |last1=Das|first1=Upasana|last2=Mukhopadhyay|first2=Banibrata
  |title=New Mass Limit for White Dwarfs: Super-Chandrasekhar Type Ia Supernova as a New Standard Candle
  |journal=[[フィジカル・レビュー|Phys. Rev. Lett.]]|publisher=[[アメリカ物理学会|APS]]|volume=110|issue=7|2012-11-21|issn=0031-9007
  |lccn=59037543|oclc=1715834|doi=10.1103/PhysRevLett.110.071102|bibcode=2013PhRvL.110g1102D|arxiv=1301.5965v1}}</ref>
<ref name="YamanakaMaeda2016">{{cite journal|display-authors=1
  |last1=Yamanaka|first1=Masayuki|last2=Maeda|first2=Keiichi|last3=Tanaka|first3=Masaomi
  |last4=Tominaga|first4=Nozomu|last5=Kawabata|first5=Koji S.|last6=Takaki|first6=Katsutoshi
  |last7=Kawabata|first7=Miho|last8=Nakaoka|first8=Tatsuya|last9=Ueno|first9=Issei
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  |title=OISTER optical and near-infrared observations of the super-Chandrasekhar supernova candidate SN 2012dn: Dust emission from the circumstellar shell
  |journal={{enlink|Publications of the Astronomical Society of Japan|Publ. Astron. Soc. Jpn|p=off|s=off}}
  |publisher=[[日本天文学会|The Astronomical Society of Japan]]|volume=68|issue=5|date=18 May 2016|pages=68|issn=0004-6264
  |lccn=59045041|oclc=01518489|doi=10.1093/pasj/psw047|bibcode=2016PASJ...68...68Y|arxiv=1604.02800v2}}</ref>
<ref name="ChandrasekharMilne1931">{{cite journal
  |last1=Chandrasekhar|first1=S.
  |date=1931-3-13
  |title=The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass
  |publisher=[[王立天文学会|RAS]]
  |journal={{enlink|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|Mon. Notices Royal Astron. Soc.|p=off|s=off}}
  |volume=91|issue=5|pages=456-466|issn=0035-8711
  |lccn=sf85001279|oclc=10340650|bibcode=1931MNRAS..91..456C|doi=10.1093/mnras/91.5.456}}</ref>
<ref name="Chandrasekhar2009">{{cite journal
  |last1=Chandrasekhar|first1=S.
  |title=XLVIII.The density of white dwarf stars
  |publisher=[[テイラーアンドフランシス|Taylor & Francis]]
  |journal=[[フィロソフィカル・マガジン|Philos. Mag.]]|series=Series 7|volume=11|issue=70|year=1931|pages=592-596|issn=1941-5982
  |lccn=2003249007|oclc=1778882|doi=10.1080/14786443109461710}}</ref>
<ref name="Chandrasekhar1931">{{cite journal
  |title=The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs
  |doi=10.1086/143324|publisher={{enlink|IOP Publishing|p=off|s=off}}
  |journal=[[アストロフィジカルジャーナル|Astrophys. J.]]|volume=74|pages=81-82|month=July|year=1931|issn=0004-637X
  |oclc=888451127|bibcode=1931ApJ....74...81C|last1=Chandrasekhar|first1=S.}}</ref>
<ref name="Chandrasekhar1934">{{cite journal
  |last1=Chandrasekhar|first1=S.
  |title=Stellar Configurations with degenerate Cores
  |journal={{enlink|The Observatory (journal)|The Observatory|p=off|s=off}}|volume=57||pages=373-377|month=December|year=1934|issn=0029-7704
  |oclc=818997270|bibcode=1934Obs....57..373C}}</ref>
<ref name="Chandrasekhar1935">{{cite journal
  |last1=Chandrasekhar|first1=S.
  |title=The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass (second paper)
  |publisher=RAS|journal=Mon. Notices Royal Astron. Soc.|volume=95|issue=3|pages=207-225|date=1935-1-1|issn=0035-8711
  |lccn=sf85001279|oclc=10340650|bibcode=1935MNRAS..95..207C|doi=10.1093/mnras/95.3.207}}</ref>
<ref name="Hachisu">{{cite journal
  |author=蜂巣泉|title=Ia型超新星の新しい進化経路|doi=10.11316/butsuri1946.60.262
  |url=https://doi.org/10.11316/butsuri1946.60.262
  |journal=日本物理学会誌|year=2005|volume=60|issue=4|pages=262-270}}</ref>
<ref name="astro-dic">{{cite web
  |title=天文学辞典≫チャンドラセカール限界質量
  |url=http://astro-dic.jp/chandrasekhar-limit/
  |accessdate=2019-2-13|date=2018-3-6
  |work=天文学辞典
  |publisher=[[日本天文学会]]}}</ref>
}}

== 参考文献 ==
* {{cite book|和書|title=恒星|series=シリーズ現代の天文学|volume=第7巻|publisher=[[日本評論社]]|date=2009-7-25|author1=[[野本憲一]]|author2=[[定金晃三]]|author3=[[佐藤勝彦]]|edition=第1版第1刷|isbn=978-4535607279|ref=harv}}

== 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 ==
* {{kotobank|2=法則の辞典}}
* {{kotobank|チャンドラセカールの限界|2=[[ブリタニカ百科事典|ブリタニカ国際大百科事典]] 小項目事典}}

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{{デフォルトソート:ちやんとらせかあるけんかい}}
[[Category:天文学に関する記事]]
[[Category:恒星物理学]]
[[Category:エポニム]]