チャンドラセカール限界

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）とは、白色矮星の質量の理論的な上限値のことである。この質量限界は、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により提唱された。彼は、後の1983年にこの先駆的な研究が評価されてノーベル物理学賞を受賞している。理論値と実際の観測により、現在では太陽質量の1.44倍程度と考えられている。 太陽のようなある程度の質量（およそ太陽質量の8倍程度以下）を持つ恒星は、その成長の末期に白色矮星となるが、白色矮星になった際に、この限界値よりも質量が大きな場合、重力による収縮が起こって超新星爆発を起こし、中性子星になると考えられている。 もっとも、Ia型超新星のように、太陽質量の約1.4倍を超える質量を持つ白色矮星が起こしたと考えられる超新星も複数発見されている。 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（英語版）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。その限界質量について、1931年から1935年に掛けてチャンドラセカールは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。 M = 5.87 μ 2 M s {\displaystyle M={\frac {5.87}{\mu ^{2}}}M_{\text{s}}} 上式で、M が白色矮星の質量、Ms 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 s = 5.87 ( 56 / 26 ) 2 M s ≈ 1.26 M s {\displaystyle M={\frac {5.87}{\mu _{\text{Fe}}^{2}}}M_{\text{s}}={\frac {5.87}{(56/26)^{2}}}M_{\text{s}}\approx 1.26M_{\text{s}}} となる。 その後の研究の結果、太陽質量の1.44倍程度とされている。 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として利用されている。 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、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。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、強力な磁場で支えられているとする説などがある。 ^ Chandrasekhar, S. (1931年3月13日). “The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass”. Mon. Notices Royal Astron. Soc. (RAS) 91 (5): 456-466. Bibcode 1931MNRAS..91..456C. doi:10.1093/mnras/91.5.456. ISSN 0035-8711. LCCN sf85001279. OCLC 10340650.  ^ Chandrasekhar, S. (1931年). “XLVIII.The density of white dwarf stars”. Philos. Mag.. Series 7 (Taylor & Francis) 11 (70): 592-596. doi:10.1080/14786443109461710. ISSN 1941-5982. LCCN 2003249007. OCLC 1778882.  ^ Chandrasekhar, S. (1931年7月). “The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs”. Astrophys. J. (IOP Publishing) 74: 81-82. Bibcode 1931ApJ....74...81C. doi:10.1086/143324. ISSN 0004-637X. OCLC 888451127.  ^ Chandrasekhar, S. (1934年12月). “Stellar Configurations with degenerate Cores”. The Observatory 57: 373-377. Bibcode 1934Obs....57..373C. ISSN 0029-7704. OCLC 818997270.  ^ Chandrasekhar, S. (1935年1月1日). “The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass (second paper)”. Mon. Notices Royal Astron. Soc. (RAS) 95 (3): 207-225. Bibcode 1935MNRAS..95..207C. doi:10.1093/mnras/95.3.207. ISSN 0035-8711. LCCN sf85001279. OCLC 10340650.  ^ 法則の辞典 ^ a b Das, Upasana; Mukhopadhyay, Banibrata (2012年11月21日). “New Mass Limit for White Dwarfs: Super-Chandrasekhar Type Ia Supernova as a New Standard Candle”. Phys. Rev. Lett. (APS) 110 (7). arXiv:1301.5965v1. Bibcode 2013PhRvL.110g1102D. doi:10.1103/PhysRevLett.110.071102. ISSN 0031-9007. LCCN 59037543. OCLC 1715834.  ^ a b Yamanaka, Masayuki et al. (2016年5月18日). “OISTER optical and near-infrared observations of the super-Chandrasekhar supernova candidate SN 2012dn: Dust emission from the circumstellar shell”. Publ. Astron. Soc. Jpn (The Astronomical Society of Japan) 68 (5): 68. arXiv:1604.02800v2. Bibcode 2016PASJ...68...68Y. doi:10.1093/pasj/psw047. ISSN 0004-6264. LCCN 59045041. OCLC 01518489.  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 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