문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 찬드라세카르 한계 (문단 편집) == 개요 == 찬드라세카르 한계(Chandrasekhar limit)란 전자 축퇴압으로 [[백색왜성]]이 스스로 중력붕괴(gravitational collapse) 하지 않는 최대 질량을 말한다. [[양자역학]]의 [[파울리 배타 원리]]에 따르면 전자를 포함한 [[페르미온]] 입자들은 서로 같은 장소에 위치하지 못해 밀어내는 힘인 축퇴압을 일으키는데, [[수브라마니안 찬드라세카르|찬드라세카르]]는 이 원리를 별에 적용시켜 '축퇴압이 기체의 팽창 압력 다음으로 별이 중력붕괴 하지 않게 막아주는 것이다.' 라는 사실을 밝혀내고 1931년에 발표했다.[*가 S. Chandrasekhar (1931) XLVIII. The density of white dwarf stars, J. Astrophys. Astr. (1994) 15, 105–109 Reproduced from Philosophical Magazine, 11 (Suppl.Feb.1931), 592-596[[https://www.ias.ac.in/public/Volumes/joaa/015/02/0105-0109.pdf]] DOI: 10.1080/14786443109461710 ][*나 Title: Stellar Configurations with Degenerate Cores,Authors: Chandrasekhar, S.,Journal: Journal of Astrophysics and Astronomy, Vol. 15, NO. 2/JUN, P. 133, 1994 (reproduced 1934)[[https://articles.adsabs.harvard.edu/full/1994JApA...15..133C]]][*다 Title: Some Remarks on the State of Matter in the Interior of Stars,Authors: Chandrasekhar, S.,Journal: Journal of Astrophysics and Astronomy, Vol. 15, NO. 2/JUN, P. 119, 1994(reproduced 1932)[[https://articles.adsabs.harvard.edu//full/1994JApA...15..119C/0000119.000.html]]] 찬드라세카르 한계값은 화학적 조성에 따라 태양 질량의 약 1.4~1.7배로 계산되고 있다. 한편 이후 1939년 리처드 톨먼(Richard Chace Tolman)이[* Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid,Richard C. Tolman,Phys. Rev. 55, 364 – Published 15 February 1939 DOI:https://doi.org/10.1103/PhysRev.55.364[[https://authors.library.caltech.edu/4362/1/TOLpr39.pdf]]] 그리고 1939년 미국의 [[줄리어스 로버트 오펜하이머|로버트 오펜하이머]]와 조지 볼코프(George Volkoff)가[* On Massive Neutron Cores, J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff Phys. Rev. 55, 374 – Published 15 February 1939[[https://doi.org/10.1103/PhysRev.55.374]]] 찬드라세카르의 계산을 [[중성자별]]에 적용하여 중성자 사이의 축퇴압인 중성자 축퇴압(neutron degeneracy pressure)은 태양 질량 3배 미만인 별(중성자별)의 붕괴를 막는다는 사실도 알아냈다. 이를 [[톨만-오펜하이머-볼코프 한계]](TOV 리밋,Tolman-Oppenheimer-Volkoff limit)라고 한다. 따라서 태양 질량 3배 이상의 별을 가정하면 이러한 축퇴압들을 견디고 난 후의 또 다른 수축현상인 [[블랙홀]]을 이해해볼 수 있다.[*가 The evolution and explosion of massive stars ,S. E. Woosley, A. Heger,Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, Santa Cruz, California 95064,T. A. Weaver,Lawrence Livermore National Laboratory,Livermore, California 94551 ,REVIEWS OF MODERN PHYSICS, VOLUME 74, OCTOBER 2002(Published 7 November 2002)[[http://users-phys.au.dk/jcd/explosion/reprints/woosley_etal_02.pdf]]][* On Dense Matter ,R. H. Fowler, F.R.S.,Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 87, Issue 2, December 1926, Pages 114–122, [[https://doi.org/10.1093/mnras/87.2.114]]Published: 10 December 1926]저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기