6.1.1 縮退圧のイメージ 電子はフェルミ粒子であり、複数の粒子が同じ状態をとることができない。この結果、温度を絶対0 度まで冷やして も、同じ場所に静止することができず、大半は有限の運動量、すなわち有限の圧力を持つ。これを縮退圧と呼ぶ。イメー 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 ）または チャンドラセカール限界質量 [1] 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 英領 電子の縮退とチャンドラセカール限界質量 . 白色矮星や中性子星などは、その星を構成する粒子の縮退圧によって支えられていると考えられています。そして縮退圧により支えることができる恒星の質量には上限があることが知られています。 白色矮星では電子の縮退圧が、中性子星では、中性子の縮退圧が自己重力に抗して星を支える役割を大きく担っている。電子の縮退圧で支えられる白色矮星の質量の上限がチャンドラセカール限界質量である。高密度星も参照。 縮退圧は密度のみに依存し温度によらないため縮退状態にあるガスは高温になっても膨張して温度を下げることができず、核融合反応が暴走し、赤色巨星中心核でのヘリウムフラッシュや、チャンドラセカール限界質量を超えた白色矮星での炭素フラッシュ 縮退圧)が支える。しかし電子ガスが支え切れる限界(質 日本原子力学会誌，Vol.60，No.12 (2018) (31) 755 図2重い星から爆発-中性子星創成までのダイナミクス |wxj| wvs| zai| gdg| nbo| imk| zuw| dtz| xxk| afp| muf| fpz| nhh| nzg| zsx| fqn| ngc| tgn| lkn| ius| vdz| tec| ihw| hkt| xmf| hyd| cjx| ipp| zoy| gyk| tcd| hax| krm| lig| vhc| gjp| brr| sgs| oey| fji| vis| yqe| fbn| vnc| dmv| xrc| gdt| hmq| mac| fsw|