Όριο Eddington
Το όριο Eddington ή η φωτεινότητα Eddington αναπτύχθηκε για πρώτη φορά από τον Arthur Eddington. Είναι ένα φυσικό όριο για την κανονική φωτεινότητα των άστρων. Η κατάσταση ισορροπίας είναι μια υδροστατική ισορροπία. Όταν ένα άστρο υπερβαίνει το όριο Eddington, χάνει μάζα με έναν πολύ έντονο αστρικό άνεμο που οδηγείται από την ακτινοβολία από τα εξωτερικά του στρώματα.
Τα μοντέλα του Eddington αντιμετώπιζαν ένα αστέρι ως μια σφαίρα αερίου που συγκρατείται ενάντια στη βαρύτητα από την εσωτερική θερμική πίεση. Ο Eddington έδειξε ότι η πίεση ακτινοβολίας ήταν απαραίτητη για να αποφευχθεί η κατάρρευση της σφαίρας.
Τα περισσότερα αστέρια μεγάλης μάζας έχουν φωτεινότητα πολύ χαμηλότερη από τη φωτεινότητα Eddington, οπότε οι άνεμοι τους οδηγούνται κυρίως από την λιγότερο έντονη απορρόφηση των γραμμών. Το όριο Eddington εξηγεί την παρατηρούμενη φωτεινότητα των συσσωρευόμενων μαύρων οπών, όπως τα κβάζαρ.
Φωτεινότητες Super-Eddington
Το όριο Eddington εξηγεί τους πολύ υψηλούς ρυθμούς απώλειας μάζας που παρατηρήθηκαν στις εκρήξεις του η Carinae το 1840-1860. Οι κανονικοί αστρικοί άνεμοι μπορούν να αντέξουν μόνο ένα ρυθμό απώλειας μάζας περίπου 10−4 -10−3 ηλιακών μαζών ανά έτος. Για την κατανόηση των εκρήξεων του η Carinae απαιτούνται ρυθμοί απώλειας μάζας έως και 0,5 ηλιακές μάζες ανά έτος. Αυτό μπορεί να γίνει με τη βοήθεια των ανέμων που οδηγούνται από την ακτινοβολία του υπερ-Εddington με ευρύ φάσμα.
Οι εκρήξεις ακτίνων-γ, οι καινοφανείς και οι υπερκαινοφανείς είναι παραδείγματα συστημάτων που υπερβαίνουν τη φωτεινότητά τους κατά Eddington κατά μεγάλο συντελεστή για πολύ σύντομο χρονικό διάστημα, με αποτέλεσμα σύντομους και πολύ έντονους ρυθμούς απώλειας μάζας. Ορισμένοι διπλοί γαλαξίες ακτίνων Χ και ενεργοί γαλαξίες είναι σε θέση να διατηρούν φωτεινότητες κοντά στο όριο του Eddington για πολύ μεγάλα χρονικά διαστήματα. Για πηγές που τροφοδοτούνται από την προσαύξηση, όπως οι αστέρες νετρονίων που προσαυξάνονται ή οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί (λευκοί νάνοι που προσαυξάνονται), το όριο μπορεί να δράσει μειωτικά ή να διακόψει τη ροή προσαύξησης. Η υπερ-Εddington προσαύξηση σε μαύρες τρύπες αστρικής μάζας είναι ένα πιθανό μοντέλο για τις υπερφωτεινές πηγές ακτίνων Χ (ULX).
Για τις συσσωρευόμενες μαύρες τρύπες, όλη η ενέργεια που απελευθερώνεται από τη συσσώρευση δεν χρειάζεται να εμφανίζεται ως εξερχόμενη φωτεινότητα, καθώς η ενέργεια μπορεί να χαθεί μέσω του ορίζοντα γεγονότων, κάτω από την τρύπα. Στην πραγματικότητα, τέτοιες πηγές μπορεί να μην διατηρούν ενέργεια.
Ερωτήσεις και απαντήσεις
Ερ: Ποιος ανέπτυξε πρώτος το όριο του Έντινγκτον;
A: Ο Άρθουρ Έντινγκτον ανέπτυξε πρώτος το όριο Έντινγκτον.
Ερ: Τι είναι το όριο Έντινγκτον;
A: Το όριο Έντινγκτον είναι ένα φυσικό όριο της κανονικής φωτεινότητας των άστρων.
Ερ: Πώς αντιδρά ένα άστρο όταν υπερβαίνει το όριο Eddington;
Α: Όταν ένα άστρο υπερβαίνει το όριο Eddington, χάνει μάζα με έναν πολύ έντονο αστρικό άνεμο που οδηγείται από την ακτινοβολία από τα εξωτερικά του στρώματα.
Ερ: Ποια είναι η κατάσταση ισορροπίας στο εσωτερικό ενός αστέρα;
Α: Η κατάσταση ισορροπίας στο εσωτερικό ενός αστέρα είναι η υδροστατική ισορροπία.
Ερ: Πώς αντιμετώπιζε ο Eddington τους αστέρες στα μοντέλα του;
Α: Στα μοντέλα του ο Eddington αντιμετώπιζε έναν αστέρα ως σφαίρα αερίου που συγκρατείται ενάντια στη βαρύτητα από εσωτερική θερμική πίεση.
Ερ: Τι είναι απαραίτητο για να αποτραπεί η κατάρρευση ενός αστέρα στα μοντέλα του Eddington;
Α: Στα μοντέλα του Eddington, η πίεση ακτινοβολίας ήταν απαραίτητη για να αποτραπεί η κατάρρευση της σφαίρας.
Ερ: Εξηγεί το όριο του Eddington την παρατηρούμενη φωτεινότητα των συσσωρευόμενων μελανών οπών;
Α: Ναι, το όριο Eddington εξηγεί την παρατηρούμενη φωτεινότητα των συσσωρευόμενων μαύρων οπών, όπως τα κβάζαρ.
