チャンドラセカール限界とは｜白色矮星の最大質量（約1.4倍）を解説
チャンドラセカール限界をわかりやすく解説：白色矮星の最大質量（約1.4倍）と重力崩壊の仕組み、天体物理学での重要性を図解で解説。
チャンドラセカール限界とは、安定した白色矮星の最大質量のことである。インドの物理学者スブラマニヤン・チャンドラセカールは、他の研究者の成果を基に、この限界質量の理論的計算に取り組み、1931年から1935年にかけて一連の論文を発表した。チャンドラセカール限界は一般に、太陽の質量の約1.4倍とされる（組成によって多少変わる）。
何が「限界」なのか — 力のつり合い
星の中心では、重力が物質を内向きに引き付けるのに対し、物質内部の圧力がそれに抗う。白色矮星では主に電子縮退圧がその圧力源となる。電子縮退圧は量子力学（パウリの排他原理）に由来し、温度にほとんど依存しない性質を持つため、白色矮星は冷えても支えられる。
しかし、質量が大きくなると中心の電子の運動は相対論的になり、電子縮退圧の増加が重力増加に追いつかなくなる点が現れる。このときの最大質量がチャンドラセカール限界であり、これを超えると電子縮退圧だけで星全体を支えることができず、重力崩壊が起きる。
数値的な目安と組成の影響
厳密な式は基本定数や平均電子数（平均電子質量に相当するパラメータ μ_e）に依存するが、実用的には
- 典型的な炭素-酸素（C/O）白色矮星では μ_e ≃ 2 となり、チャンドラセカール限界は約1.4太陽質量になる。
- 一般に限界質量は μ_e の二乗に反比例するため、組成（例えば酸素・ネオン・マグネシウムなど）によって多少変化する。
限界を超えたときの経路
- 質量が限界に近づくと、白色矮星が連星から質量を獲得して臨界に達する場合、中心での炭素核融合が爆発的に起こりIa型超新星（熱核爆発）として全崩壊・破壊されることが多い。これが宇宙で標準光源として使われるType Ia超新星の主な起源である。
- 一方、酸素・ネオン・マグネシウム（ONeMg）組成の白色矮星では、電子捕獲により崩壊が進み中性子星への重力崩壊（コア崩壊）を起こす場合もある。
- 回転や強い磁場がある場合は電子縮退だけでなく角運動量の支持や磁場圧が働き、限界質量が増える可能性がある（ただし効果の大きさは条件に依存する）。
歴史的意義と反響
チャンドラセカールの業績は現代の恒星進化論と超新星理論に深い影響を与えたが、発表当初はインドの彼に対する学界内での反発や議論もあった。特にアーサー・エディントンら一部の当時の権威は理論的結論に異議を唱えたが、その後の理論と観測の蓄積によりチャンドラセカール限界の重要性は広く認められるようになった。
現代天文学での重要性
チャンドラセカール限界は、低質量星の最終段階、連星進化、超新星模型、宇宙の距離尺度（Type Ia超新星を用いた標準光源）など多方面で中心的役割を果たす概念である。実際の臨界値は理想化された単純モデルからの補正（回転、磁場、詳細組成、一般相対論的修正など）により多少前後するが、概念として「電子縮退圧では支えきれない最大質量」が存在するという点は不変である。
質問と回答
Q:チャンドラセカール限界とは何ですか?
A: チャンドラセカール限界とは、安定した白色矮星の最大質量のことです。
Q: チャンドラセカール限界の計算を行ったのは誰ですか?
A: インドの物理学者、スブラマニヤン・チャンドラセカールがチャンドラセカール限界の計算を行いました。
Q: チャンドラセカールはいつチャンドラセカール極限に関する一連の論文を発表したのですか?
A: 1931年から1935年にかけて、ChandrasekharはChandrasekhar limitに関する一連の論文を発表しています。
Q: チャンドラセカール極限はどのような値ですか?
A: チャンドラセカール限界は、太陽の質量の約1.4倍です。
Q: 限界を超えた質量の白色矮星は、なぜ重力崩壊するのでしょうか?
A: 限界を超えた白色矮星は、星のコアにかかる電子縮退の圧力が、星自身の重力による自己吸引力と釣り合わないために重力崩壊します。
Q: 限界を下回る質量の白色矮星はどうなるのでしょうか?
A: 限界質量以下の白色矮星は、白色矮星として安定したままです。
Q: 白色矮星が崩壊する前には、通常何が起こるのか?
A: 白色矮星は崩壊する前に爆発するのが普通です。
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