トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界

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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・ヴォルコフげんかい、Tolman-Oppenheimer-Volkoff limit)は中性子縮退した星(中性子星)の質量の上限である。これは白色矮星におけるチャンドラセカール限界と同様である。この限界はトルマンの研究結果を用いて、ロバート・オッペンハイマーとヴォルコフにより1939年に計算された。オッペンハイマーとヴォルコフは中性子星の中性子が冷たく、縮退したフェルミガスから成ると仮定した。この仮定から質量限界は0.7太陽質量近くとなった[1],[2]。現在の、上とは違った仮定で推定される範囲はおよそ1.5から3.0太陽質量である[3]。この不確かさは超密度の物質に対する状態方程式がよく知られていない事実を反映している。

この限界よりも軽い中性子星では、星の重さは強い力が媒介する短距離間での中性子-中性子相互作用の斥力と中性子縮退圧で支えられている。もし、中性子星がこの限界よりも重いときにはより密度の高い状態へ崩壊するだろう。それはブラックホールを形成するか構成物が変化して他の方法(例として、クォーク星であればクォーク縮退圧)によって支えられる。クォーク縮退などのより変わった形の仮説的な縮退物質の特徴は、中性子縮退と比べてさらにわずかなことしか知られておらず、この限界への反証が見られないことから、多くの宇宙物理学者は、この限界を超えた中性子星が直接ブラックホールになると推測している。

個々の星が崩壊してブラックホールが作られるためには質量がトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界を超えていなければならない。

観測的に、X線連星を構成するいくつかの重い天体は、大きな質量を持つこと、比較的暗いことおよびX線スペクトルから恒星ブラックホールだと考えられている。それらのブラックホールの候補天体は太陽質量のおよそ3から20倍の質量を持つと推定されている[4][5]

関連項目[編集]

参考文献[編集]

  1. ^ Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid, Richard C. Tolman, Physical Review 55, #374 (February 15, 1939), pp. 364–373.
  2. ^ On Massive Neutron Cores, J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, Physical Review 55, #374 (February 15, 1939), pp. 374–381.
  3. ^ Bombaci, I. (1996). “The maximum mass of a neutron star”. Astronomy and Astrophysics 305: 871–877. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A...305..871B. 
  4. ^ Black Hole Binaries, Jeffrey E. McClintock and Ronald A. Remillard, arXiv:astro-ph/0306213v4.
  5. ^ Observational evidence for stellar-mass black holes, Jorge Casares, arXiv:astro-ph/0612312v1.