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743：とはずがたり：2015/10/26(月) 16:11:53: チャンドラセカール限界？フェルミ縮退？？名前は格好良いけど意味が判らんなー(;´Д｀)
…ということで調べてみた。フェルミ粒子！？フェルミ分布！？(;´Д｀)意味判らん。。

チャンドラセカール限界
https://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%83%81%E3%83%A3%E3%83%B3%E3%83%89%E3%83%A9%E3%82%BB%E3%82%AB%E3%83%BC%E3%83%AB%E9%99%90%E7%95%8C

チャンドラセカール限界 (Chandrasekhar Limit) とは、白色矮星が持ち得る質量の理論的な上限値のこと。この限界値を超えると超新星や中性子星などになると考えられている。スブラマニアン・チャンドラセカールが発表した理論値なので、この名称がある。

概説
白色矮星は、自らの質量による重力で収縮しようとする力と、構成物質の電子の縮退圧とが釣り合ってその大きさを保っているが、ある程度以上質量が大きいと縮退圧では支えきれないため、白色矮星としては存在できない。その限界質量について、1930年代初めにチャンドラセカールは以下の式を導き出し、その結果から太陽の1.26倍以上の質量を持った白色矮星は存在しないと結論した[1][2]。

フェルミ縮退
https://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%83%95%E3%82%A7%E3%83%AB%E3%83%9F%E7%B8%AE%E9%80%80

フェルミ縮退（フェルミしゅくたい、英語: Fermi degeneracy[1]）とは、フェルミ粒子がフェルミ分布に従うために低温で示す振る舞いのこと。
フェルミ粒子はパウリの排他原理により、複数の粒子が同一の状態を取ることができない。従って、あるエネルギーの値を取れる粒子の数は、そのエネルギーの状態の数までが限界である。温度、すなわち粒子の平均運動エネルギーを下げていくと、粒子はエネルギーの低い状態へ移っていこうとする。しかし、エネルギーの低い状態がこの粒子数の限界に達してしまうと、エネルギーが高いままで残らざるを得ないことになる。このような状態になることを、フェルミ縮退もしくは単に縮退という。
粒子の密度が高ければ、粒子数の限界に達しやすくなるので、フェルミ縮退が起こりやすくなる。恒星の中心核は超高密度であるため、数億Kという高温でありながら、フェルミ縮退が起こることがある。
フェルミ縮退している物質を縮退物質（degenerate matter）[1]と呼ぶ。

恒星の中心核[編集]
恒星の質量が小さい場合、中心核の温度に対して密度が高くなるため、プラズマ中の電子がフェルミ縮退を起こす。フェルミ縮退すると温度の割にエネルギーの高い電子が多くなるので、圧力が高くなる。このようにして生じる余分な圧力を縮退圧という。通常のプラズマの圧力は密度と温度に依存するが、縮退圧は密度だけに依存し、温度には依存しない。
フェルミ縮退していない場合には、核融合の加速によって温度が上昇すると、圧力を一定に保つために密度が減少する。つまりガスの膨張が起きるので、その仕事に発生した熱が使われて温度が下がり、もとの温度に戻る。しかしフェルミ縮退した中心核では、核融合の加速によって温度が上昇しても圧力が変化しないので、密度はそのままである。そのため、温度が上昇し、核融合反応はさらに加速されて暴走する。この暴走は、フェルミ縮退が解ける温度に上昇するまで続く。
太陽程度の質量の恒星では、ヘリウム燃焼過程が開始するときに、中心核がフェルミ縮退しているために、この現象が起こる。これをヘリウムフラッシュという。なお、ヘリウムフラッシュには、フェルミ縮退とは関係ない機構で起こる場合もある。
また、太陽の7 - 8倍程度の恒星では、炭素燃焼過程が開始するときにこの現象が起き、フェルミ縮退が解ける温度まで上昇する前に星全体が吹き飛ばされてしまう。これは超新星爆発の一種であり、炭素爆燃型超新星という。