Limita Eddington
Limita Eddington sau luminozitatea Eddington a fost elaborată pentru prima dată de Arthur Eddington. Este o limită naturală a luminozității normale a stelelor. Starea de echilibru este un echilibru hidrostatic. Atunci când o stea depășește limita Eddington, aceasta pierde masă prin intermediul unui vânt stelar foarte intens, determinat de radiații, din straturile sale exterioare.
Modelele lui Eddington au tratat o stea ca pe o sferă de gaz menținută împotriva gravitației prin presiune termică internă. Eddington a arătat că presiunea de radiație era necesară pentru a preveni colapsul sferei.
Majoritatea stelelor masive au luminozități mult sub luminozitatea Eddington, astfel încât vânturile lor sunt determinate în principal de absorbția mai puțin intensă a liniilor. Limita Eddington explică luminozitatea observată în cazul găurilor negre de acreție, cum ar fi quasarii.
Luminozități super-Eddington
Limita Eddington explică ratele foarte mari de pierdere de masă observate în exploziile lui η Carinae din 1840-1860. Vânturile stelare obișnuite pot suporta doar o rată de pierdere de masă de aproximativ 10−4 -10−3 mase solare pe an. Sunt necesare rate de pierdere de masă de până la 0,5 mase solare pe an pentru a înțelege exploziile lui η Carinae. Acest lucru poate fi realizat cu ajutorul vânturilor super-Eddington cu spectru larg de radiații antrenate de radiații.
Exploziile de raze gamma, novae și supernovele sunt exemple de sisteme care își depășesc luminozitatea Eddington cu un factor mare pentru perioade de timp foarte scurte, ceea ce duce la rate scurte și foarte intense de pierdere de masă. Unele binare cu raze X și galaxii active sunt capabile să mențină luminozități apropiate de limita Eddington pentru perioade foarte lungi de timp. În cazul surselor alimentate prin acreție, cum ar fi stelele neutronice de acreție sau variabilele cataclismice (pitice albe de acreție), limita poate acționa pentru a reduce sau a întrerupe fluxul de acreție. Acumularea super-Eddington pe găuri negre de masă stelară este un model posibil pentru sursele ultraluminoase de raze X (ULX).
În cazul găurilor negre de acumulare, toată energia eliberată prin acumulare nu trebuie să apară ca luminozitate de ieșire, deoarece energia poate fi pierdută prin orizontul evenimentelor, în josul găurii. Într-adevăr, este posibil ca astfel de surse să nu conserve energia.
Întrebări și răspunsuri
Î: Cine a descoperit prima dată limita Eddington?
R: Arthur Eddington a fost primul care a elaborat limita Eddington.
Î: Ce este limita Eddington?
R: Limita Eddington este o limită naturală a luminozității normale a stelelor.
Î: Cum reacționează o stea atunci când depășește limita Eddington?
R: Atunci când o stea depășește limita Eddington, pierde masă prin intermediul unui vânt stelar foarte intens provocat de radiații din straturile sale exterioare.
Î: Care este starea de echilibru în interiorul unei stele?
R: Starea de echilibru în interiorul unei stele este un echilibru hidrostatic.
Î: Cum a tratat Eddington stelele în modelele sale?
R: În modelele sale, Eddington a tratat o stea ca pe o sferă de gaz menținută împotriva gravitației prin presiune termică internă.
Î: Ce este necesar pentru a preveni colapsul unei stele în modelele lui Eddington?
R: În modelele lui Eddington, presiunea radiației era necesară pentru a preveni colapsul sferei.
Î: Explică limita lui Eddington luminozitatea observată a găurilor negre de acreție?
R: Da, limita lui Eddington explică luminozitatea observată a găurilor negre de acreție, cum ar fi quasarii.
