クリストファー・ノーラン監督の最新作である映画『オッペンハイマー』が2024/3/29(金）に日本で公開されました。
世界初の原子爆弾を開発した「原爆の父」として知られる理論物理学者ロバート・オッペンハイマーの生涯を描いた伝記映画です。
3時間以上の長編映画になっていますので、映画館で観る方は観る前に覚悟が必要です！（笑）
クリストファー・ノーラン監督は『プレステージ』『インセプション』『インターステラー』と言った作品を撮影した監督です。
出演者も豪華なメンバーになっています。
主人公のオッペンハイマー役はキリアン・マーフィーが演じました。
（キリアン・マーフィーと言えば、『パニック・フライト』が面白かった、、、、）
【出演者】
キリアン・マーフィー
エミリー・ブラント
マット・デイモン
ロバート・ダウニー・Jr.
フローレンス・ピュー
ジョシュ・ハートネット
ケイシー・アフレック
オッペンハイマーとは？何をした人か
を解説したいと思います。
オッペンハイマーとは？何をした人か？マンハッタン計画とは？
オッペンハイマーはアメリカ合衆国の理論物理学者です。（1904年4月22日 – 1967年2月18日）
おもな業績として、核兵器開発、トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界、オッペンハイマー・フィリップス反応、ボルン-オッペンハイマー近似があります。
幼少期
1904年、オッペンハイマーはドイツからのユダヤ系移民の子として生まれました。
非常に早熟で、最終的に彼は6カ国語を話せるようになります。
運動神経はあまり良くなかったみたいです。
大学時代
ハーバード大学に入学し、化学を専攻していました。
わずか3年で首席で卒業します。
そのあと、イギリスのケンブリッジ大学に留学して、キャヴェンディッシュ研究所で物理学や化学を学びました。
そのあとに、ドイツのゲッティンゲン大学へ行き博士号を取得しました。
大学卒業後
カリフォルニア大学バークレー校やカリフォルニア工科大学助教授となり、物理学の教鞭を執りました。
マンハッタン計画とは？
第二次世界大戦時中にアメリカ、イギリス、カナダが原子爆弾開発のために科学者、技術者を集めて原子爆弾を開発したのがマンハッタン計画です。
ロスアラモスに国立研究所を設立され、オッペンハイマーは、原爆開発チームのリーダーとして収集されていました。
ニールス・ボーア、エンリコ・フェルミ、ジョン・フォン・ノイマン、オットー・フリッシュ、エミリオ・セグレ、ハンス・ベーテ、エドワード・テラー、スタニスワフ・ウラムなど著名な科学者が集まっていました。
アメリカのニューメキシコ州にて「トリニティ実験」と名付けられた核実験が行われました。
この実験では、原子爆弾「ガジェット」というコードネームがつけられていました。
広島に投下されたものは原子爆弾「リトルボーイ」というコードネームがつけられていました。
長崎に投下されたものは原子爆弾「ファットマン」というコードネームがつけられていました。
原爆開発は成功し、日本の長崎と広島に投下されました。
原爆投下後～
戦後オッペンハイマーは『原爆の父』と呼ばれますが、原爆研究に関わってしまった罪悪感により、後悔することになります。
戦後、アインシュタインらを擁するプリンストン高等研究所所長に任命されます。
冷戦に入り、核兵器は人類にとって巨大な脅威であり、人類の自滅をもたらすと考え、水爆や原爆の開発に反対し、撲滅する活動を行うようになりました。
マッカーサーの「赤狩り」により公職追放を受け、機密安全保持疑惑により休職処分を受け私生活においてもFBIの監視下に置かれるようになったり、ソ連のスパイ疑惑をかけられたりしました。
1963年にエンリコ・フェルミ賞を受賞しました。
エンリコ・フェルミ賞とは？
エネルギーの開発、使用、または生産に関する業績を対象とするアメリカ合衆国の物理学の賞です。
1967年、オッペンハイマーは咽喉癌により62歳で亡くなりました。
その他の功績
ブラックホールの研究
当時はブラックホールという言葉すらない時代でした。
現在私たちがブラックホールと認識している天体の存在があるのではないかと最初に気付き、ブラックホールの存在を予知していました。
トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界
トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界（トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフげんかい、英語: Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit）とは、中性子星が持ちうる質量の上限である。白色矮星におけるチャンドラセカール限界に相当する。現在、推定される範囲はおよそ1.5から3.0太陽質量である。
トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界は、恒星進化の最終段階に関する研究において重要な役割を果たす。この限界よりも軽い中性子星では、星の重さは強い相互作用による短距離間での中性子-中性子相互作用の斥力と中性子縮退圧で支えられている。もし、中性子星がこの限界よりも重いときにはより密度の高い状態へ崩壊するだろう。それはブラックホールを形成するか構成物が変化して他の方法(例として、クォーク星であればクォーク縮退圧)によって支えられる。クォーク縮退などのより変わった形の仮説的な縮退物質の特徴は、中性子縮退と比べてさらにわずかなことしか知られておらず、この限界への反証が見られないことから、多くの宇宙物理学者は、この限界を超えた中性子星が直接ブラックホールになると推測している。
個々の星が崩壊してブラックホールが作られるためには、質量がトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界を超えていなければならない。
観測的に、X線連星を構成するいくつかの重い天体は、大きな質量を持つこと、比較的暗いことおよびX線スペクトルから恒星ブラックホールだと考えられている。それらのブラックホールの候補天体は太陽質量のおよそ3から20倍の質量を持つと推定されている
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』
ボルン–オッペンハイマー近似
ボルン–オッペンハイマー近似とは、電子と原子核の運動を分離して、それぞれの運動を表す近似法です。
この近似は、原子核の質量が電子の質量よりも遥かに大きいために可能となります。
フランク＝コンドンの原理の立証も説明できるようになりました。
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