トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界げんかい

トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界げんかい（トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフげんかい、英語えいご: Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit）とは、中性子星ちゅうせいしせいが持もちうる質量しつりょうの上限じょうげんである。白色はくしょく矮星におけるチャンドラセカール限界げんかいに相当そうとうする。現在げんざい、推定すいていされる範囲はんいはおよそ1.5から3.0太陽たいよう質量しつりょうである。

歴史れきし

1939年ねん、ロバート・オッペンハイマーとジョージ・ヴォルコフは、リチャード・C・トルマンの研究けんきゅう結果けっかを用もちいて中性子星ちゅうせいしせいの質量しつりょう限界げんかいを初はじめて計算けいさんした。この際さい、オッペンハイマーとヴォルコフは中性子星ちゅうせいしせいの中性子ちゅうせいしが冷つめたく、縮退しゅくたいしたフェルミ気体きたいから成なると仮定かていした。この仮定かていから得えられた質量しつりょう限界げんかいはおよそ0.7太陽たいよう質量しつりょうであった。これは白色はくしょく矮星におけるチャンドラセカール限界げんかいよりも小ちいさい。後のちに中性子ちゅうせいし間あいだに働はたらく強つよい相互そうご作用さようによる斥力せきりょくが考慮こうりょに入いれられたことでより大おおきい値ねが得えられ、現在げんざいではおよそ1.5から3.0太陽たいよう質量しつりょうとされている。この不確ふたしかさは超ちょう密度みつどの物質ぶっしつを記述きじゅつする状態じょうたい方程式ほうていしきがよく知しられていないことに起因きいんする。

恒星こうせい進化しんか

トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界げんかいは、恒星こうせい進化しんかの最終さいしゅう段階だんかいに関かんする研究けんきゅうにおいて重要じゅうような役割やくわりを果はたす。この限界げんかいよりも軽かるい中性子星ちゅうせいしせいでは、星ほしの重おもさは強つよい相互そうご作用さようによる短距離たんきょり間あいだでの中性子ちゅうせいし-中性子ちゅうせいし相互そうご作用さようの斥力せきりょくと中性子ちゅうせいし縮退しゅくたい圧あつで支ささえられている。もし、中性子星ちゅうせいしせいがこの限界げんかいよりも重おもいときにはより密度みつどの高たかい状態じょうたいへ崩壊ほうかいするだろう。それはブラックホールを形成けいせいするか構成こうせい物ぶつが変化へんかして他たの方法ほうほう(例れいとして、クォーク星ぼしであればクォーク縮退しゅくたい圧あつ)によって支ささえられる。クォーク縮退しゅくたいなどのより変かわった形かたちの仮説かせつ的てきな縮退しゅくたい物質ぶっしつの特徴とくちょうは、中性子ちゅうせいし縮退しゅくたいと比くらべてさらにわずかなことしか知しられておらず、この限界げんかいへの反証はんしょうが見みられないことから、多おおくの宇宙うちゅう物理ぶつり学者がくしゃは、この限界げんかいを超こえた中性子星ちゅうせいしせいが直接ちょくせつブラックホールになると推測すいそくしている。

個々ここの星ほしが崩壊ほうかいしてブラックホールが作つくられるためには、質量しつりょうがトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界げんかいを超こえていなければならない。

観測かんそく的てきに、X線せん連れん星ぼしを構成こうせいするいくつかの重おもい天体てんたいは、大おおきな質量しつりょうを持もつこと、比較的ひかくてき暗くらいことおよびX線せんスペクトルから恒星こうせいブラックホールだと考かんがえられている。それらのブラックホールの候補こうほ天体てんたいは太陽たいよう質量しつりょうのおよそ3から20倍ばいの質量しつりょうを持もつと推定すいていされている。

関連かんれん項目こうもく

• トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ方程式ほうていしき