Eddington-határ
Az Eddington-határértéket vagy Eddington-fényességet először Arthur Eddington dolgozta ki. Ez a csillagok normál fényességének természetes határa. Az egyensúlyi állapot hidrosztatikus egyensúly. Amikor egy csillag túllépi az Eddington-határt, a külső rétegeiből nagyon intenzív sugárzás által vezérelt csillagszéllel veszít tömeget.
Eddington modelljei a csillagot úgy kezelték, mint egy gázgömböt, amelyet a belső termikus nyomás tart a gravitációval szemben. Eddington kimutatta, hogy a gömb összeomlásának megakadályozásához sugárzási nyomásra van szükség.
A legtöbb nagy tömegű csillag fényessége jóval az Eddington-fényesség alatt van, így szélüket leginkább a kevésbé intenzív vonalelnyelés hajtja. Az Eddington-határ megmagyarázza az akkrétáló fekete lyukak, például a kvazárok megfigyelt luminozitását.
Szuper-Eddington-fényességek
Az Eddington-határ megmagyarázza az η Carinae 1840-1860 közötti kitöréseinél megfigyelt nagyon magas tömegveszteséget. A szabályos csillagszelek csak évi 10−4 -10−3 naptömeg körüli tömegveszteséget képesek elviselni. Az η Carinae kitörések megértéséhez akár évi 0,5 naptömegnyi tömegveszteségre is szükség van. Ezt a szuper-Eddington széles spektrumú sugárzás által vezérelt szelek segítségével lehet megtenni.
A gammakitörések, a nóvák és a szupernóvák példák az Eddington-fényességüket nagyon rövid ideig nagy mértékben meghaladó rendszerekre, ami rövid és nagyon intenzív tömegveszteséget eredményez. Egyes röntgenkettősök és aktív galaxisok nagyon hosszú ideig képesek az Eddington-határértékhez közeli fényességeket fenntartani. Az akkréciós energiával működő források, például az akkréciós neutroncsillagok vagy kataklizmikus változók (akkréciós fehér törpék) esetében a határ csökkentheti vagy megszakíthatja az akkréciós áramlást. A csillagtömegű fekete lyukakra történő szuper-Eddington-akkréció az ultraluminózus röntgenforrások (ULX-ek) egyik lehetséges modellje.
Az akkréciós fekete lyukak esetében az akkréció során felszabaduló összes energiának nem kell kimenő fényességként megjelennie, mivel az energia az eseményhorizonton keresztül, a lyukon keresztül lefelé is távozhat. Valójában az ilyen források nem biztos, hogy megőrzik az energiát.
Kérdések és válaszok
K: Ki dolgozta ki először az Eddington-határértéket?
V: Arthur Eddington dolgozta ki először az Eddington-határt.
K: Mi az az Eddington-határérték?
V: Az Eddington-határ a csillagok normál fényességének természetes határa.
K: Hogyan reagál egy csillag, ha túllépi az Eddington-határt?
V: Amikor egy csillag túllépi az Eddington-határt, a külső rétegeiből nagyon intenzív sugárzás által vezérelt csillagszéllel veszít tömeget.
K: Mi az egyensúlyi állapot egy csillagban?
V: Egy csillagban az egyensúlyi állapot hidrosztatikus egyensúly.
K: Hogyan kezelte Eddington a csillagokat a modelljeiben?
V: Eddington modelljeiben a csillagot úgy kezelte, mint egy gázgömböt, amelyet a belső termikus nyomás tart a gravitációval szemben.
K: Mi szükséges ahhoz, hogy Eddington modelljeiben megakadályozza egy csillag összeomlását?
V: Eddington modelljeiben a gömb összeomlásának megakadályozásához sugárzási nyomásra volt szükség.
K: Az Eddington-határ megmagyarázza az akkrétálódó fekete lyukak megfigyelt fényességét?
V: Igen, az Eddington-határ megmagyarázza az akkrétálódó fekete lyukak, például a kvazárok megfigyelt fényességét.
