찬드라세카르 한계

위키백과, 우리 모두의 백과사전.
이동: 둘러보기, 검색

찬드라세카르 한계(Chandrasekhar limit)는 안정된 백색왜성의 최대 질량이다. 이 한계는 1929년에 빌헬름 안데르손에드문드 클리프턴 스토너가 처음 발표했으며, 그 뒤 1930년에 19세의 나이로 그 계산을 발전시킨 인도계 미국인 천체물리학자 수브라마니안 찬드라세카르의 이름을 따 명명되었다. 이 한계 이론을 위해서는 블랙홀의 존재가 논리적으로 필요하나, 당시 블랙홀의 존재는 과학적으로 불가능하다고 여겨졌기에, 처음 발표되었을 때 학계에서 무시되었다.

이상기체열압력으로 중력붕괴를 막는 주계열성과 달리, 백색왜성은 전자축퇴압을 통해 중력붕괴를 이겨내고 있다. 찬드라세카르 한계 이상의 질량을 가지고 있으면, 항성의 핵 속의 전자축퇴압이 불충분해 항성 자체의 중력으로 인한 인력과 균형을 맞추지 못한다. 고로 한계 이상의 질량을 가진 백색 왜성은 중력붕괴가 계속 일어나 다른 형태의 밀집성(중성자별이나 블랙홀)으로 진화하게 된다. 한계 이하의 질량을 가지고 있다면 백색왜성으로 안정적으로 남아 있을 수 있다.[1]

현재 받아들여지고 있는 한계값은 약 1.44 \begin{smallmatrix}M_\odot\end{smallmatrix} ( 2.864 × 1030 kg)이다.[2][3][4]

물리적 설명[편집]

연구 역사[편집]

응용[편집]

초 찬드라세카르 질량 초신성[편집]

톨먼-오펜하이머-볼코프 한계[편집]

주석[편집]

  1. Sean Carroll, Ph.D., Cal Tech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 page 44, Accessed Oct. 7, 2013, “...Chandrasekhar limit: The maximum mass of a white dwarf star, about 1.4 times the mass of the Sun. Above this mass, the gravitational pull becomes too great, and the star must collapse to a neutron star or black hole...”
  2. Israel, edited by S.W. Hawking, W. (1989). Three hundred years of gravitation, 1st pbk. ed., with corrections., Cambridge [Cambridgeshire]: Cambridge University Press. ISBN 0-521-37976-8
  3. p. 55, How A Supernova Explodes, Hans A. Bethe and Gerald Brown, pp. 51–62 in Formation And Evolution of Black Holes in the Galaxy: Selected Papers with Commentary, Hans Albrecht Bethe, Gerald Edward Brown, and Chang-Hwan Lee, River Edge, NJ: World Scientific: 2003. ISBN 981-238-250-X.
  4. doi:10.1126/science.1136259
    이 인용은 수 분 내에 자동으로 완료됩니다. 대기열로 이동하거나 직접 작성할 수 있습니다.

추가 자료[편집]