[論文レビュー] Radiation Pressure Supported Stars in Einstein Gravity

Abhas Mitra|arXiv (Cornell University)|Mar 14, 2006

Cosmology and Gravitation Theories被引用数 2

ひとこと要約

この論文は、一般相対性理論の枠組みにおいて、特に極端な重力赤方偏移領域（z ≫ 1）を考慮すると、Einstein重力理論下で、任意の質量の放射圧支持星が存在可能であると提唱している。これらの星はEddington限界で放射しており、流体的平衡状態にないため、永遠に収縮する物体（Eternally Collapsing Objects）に進化する。ブラックホール形成に近づくにつれ、その寿命は無限大に近づく。

ABSTRACT

Even when we consider Newtonian stars, i.e., stars with surface gravitational redshift, z 1, it is well known that, theoretically, it is possible to have stars, supported against self-gravity, almost entirely by radiation pressure. However, such Newtonian stars must necessarily be supermassive. We point out that this requirement for excessive large M, in Newtonian case, is a consequence of the occurrence of low z 1. On the other hand, if we remove such restrictions, and allow for possible occurrence of highly general relativistic regime, z 1, we show that, it is possible to have radiation pressure supported stars at arbitrary value of M. Since radiation pressure supported stars necessarily radiate at the Eddington limit, in Einstein gravity, they are never in strict hydrodynamical equilibrium. Further, it is believed that sufficiently massive or dense objects undergo continued gravitational collapse to the Black Hole stage characterized by z 1, and hence could be examples of quasi-stable general relativistic radiation pressure supported stars. It is shown that the observed duration of such Eddington limited radiation pressure dominates states is t ~ 5. 10^8 (1+z) yr. Thus, t --> infty as Black Hole formation (z--> infty) would take place. Consequently, such radiation pressure dominated extreme general relativistic stars become Eternally Collapsing Objects and the BH state is preceded by such an eternal radiation pressure supported phase.

研究の動機と目的

• ニュートン的制約（超大質量）を課さない一般相対性理論における放射圧支持星の可能性を調査すること。
• 高レベルの重力赤方偏移（z ≫ 1）が、任意の質量における放射圧支持の可能性に与える影響を分析すること。
• このような星の力学的進化、特に流体的平衡からの逸脱を検討すること。
• ブラックホール形成へのつながりとして、永遠に収縮する段階との関係を探索すること。

提案手法

• Einstein重力理論における星の構造方程式の分析を行い、放射圧を主な支持機構として組み込む。
• 相対論的領域における放射圧支配の制約として、Eddington光度限界を用いる。
• 相対論的流体力学と赤方偏移依存の進化を用いて、放射圧支配段階の時間スケールを導出する。
• 無限大の期間にわたる収縮を経てブラックホール形成に至る過程を、準安定な放射圧支持状態からモデル化する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 一般相対性理論において、超大質量スケールを必要とせずに、任意の質量の放射圧支持星が存在可能か？
• RQ2 重力赤方偏移（z ≫ 1）は、放射圧が支持機構としての有効性にどのように影響を与えるか？
• RQ3 極端な相対論的星における放射圧支配段階の力学的時間スケールは何か？
• RQ4 Eddington限界で制限された放射段階は、ブラックホール形成とどのように関係するか？
• RQ5 ブラックホール形成に近づくにつれて、なぜこのような星が永遠に収縮する物体（Eternally Collapsing Objects）となるのか？

主な発見

• 極端な重力赤方偏移（z ≫ 1）を許容する一般相対性理論下では、Einstein重力理論において任意の質量の放射圧支持星が存在可能である。
• ニュートン的モデルでは低赤方偏移（z ≲ 1）に制限されるため超大質量が必要となるが、相対論的領域ではこの制限が解除される。
• Eddington限界での放射により、このような星は厳密な流体的平衡状態にないため、連続的な重力収縮が進行する。
• 放射圧支配段階の観測時間は、t ≈ 5 × 10^8 (1 + z) 年とスケーリングし、z → ∞ に近づくにつれて無限大に発散する。
• ブラックホール形成に近づく（z → ∞）と、収縮段階は永遠に続くため、ブラックホール状態は、長期間にわたる放射圧支持段階に先行する。
• したがって、これらの星は永遠に収縮する物体（Eternally Collapsing Objects）と分類され、ブラックホール形成プロセスは放射圧支配段階のおかげで無限に遅延される。