「相対論的星」の版間の差分

履歴の双方向閲覧

← 古い編集

削除された内容追加された内容

ビジュアルウィキテキスト

インライン

2017年11月19日 (日) 15:11時点における版編集

Sutepen angel momo (会話 | 投稿記録)

20,374 回編集

VTFTS102は関係なし。自転速度の速い恒星ではあるが、最も速い天体から比べれば遥に遅い

← 古い編集

2021年9月15日 (水) 22:25時点における最新版編集取り消し

Bcxfubot (会話 | 投稿記録)

ボット、拡張承認された利用者

644,039 回編集

m 外部リンクの修正 http:// -> https:// (web.archive.org) (Botによる編集)

10行目: 10行目:

== 外部リンク ==

* [http://www.pma.caltech.edu/~ph236/yr2007/assignment5.pdf Relativistic stars, recommended reading]

* [~~(削除) http (削除ここまで)~~://web.archive.org/web/20080704215520/http://astro.berkeley.edu/~soffner/imgsf8.html Pair instability chart (Archived copy)]

* [(追記) https (追記ここまで)://web.archive.org/web/20080704215520/http://astro.berkeley.edu/~soffner/imgsf8.html Pair instability chart (Archived copy)]

2021年9月15日 (水) 22:25時点における最新版

相対論的星(そうたいろんてきせい、英: Relativistic star)は、古典力学によってではなく一般相対性理論によってその振る舞いが記述される天体。実態は回転する中性子星である。

概要

[編集 ]

主系列星の大質量の核が電子-陽電子の対生成が起こるほどの高温の場合には、相対論的星を特殊相対性理論的にガスの状態方程式を用いて定義することもできる。コンピューターによる安全性解析によれば、このような天体は不安定であり、対不安定型超新星となるか、もしくは崩壊を起こす。この不安定性は主系列星の質量の上限(数百太陽質量程度)を与えていると考えられている。これ以上の大質量の星は直接中間質量ブラックホールもしくは超大質量ブラックホールへと崩壊する。