Jasność Eddingtona
Granica Eddingtona, lub luminancja Eddingtona, została po raz pierwszy opracowana przez Arthura Eddingtona. Jest to naturalna granica normalnej jasności gwiazd. Stanem równowagi jest równowaga hydrostatyczna. Kiedy gwiazda przekroczy granicę Eddingtona, traci masę w wyniku bardzo intensywnego wiatru gwiezdnego napędzanego promieniowaniem z jej zewnętrznych warstw.
Modele Eddingtona traktowały gwiazdę jako kulę gazu utrzymywaną wbrew grawitacji przez wewnętrzne ciśnienie termiczne. Eddington wykazał, że ciśnienie promieniowania jest konieczne, aby zapobiec zapadaniu się kuli.
Większość masywnych gwiazd ma jasność dużo mniejszą od luminancji Eddingtona, więc ich wiatry są głównie napędzane przez mniej intensywną absorpcję linii. Granica Eddingtona wyjaśnia obserwowaną jasność akreujących czarnych dziur, takich jak kwazary.
Luminancje Super-Eddingtona
Granica Eddingtona wyjaśnia bardzo duże tempo utraty masy obserwowane w wybuchach η Carinae w latach 1840-1860. Regularne wiatry gwiazdowe są w stanie wytrzymać utratę masy rzędu 10-4-10-3 mas Słońca na rok. Do zrozumienia wybuchów η Carinae potrzebne jest tempo utraty masy do 0.5 masy Słońca na rok. Można tego dokonać za pomocą wiatrów super-Eddingtona napędzanych promieniowaniem o szerokim spektrum.
Wybuchy promieniowania gamma, nowe i supernowe są przykładami układów przekraczających swoją luminancję Eddingtona o duży czynnik przez bardzo krótki czas, co powoduje krótką i bardzo intensywną utratę masy. Niektóre rentgenowskie układy podwójne i galaktyki aktywne są w stanie utrzymać jasność bliską granicy Eddingtona przez bardzo długi czas. W przypadku źródeł zasilanych akrecją, takich jak akreujące gwiazdy neutronowe lub zmienne kataklizmiczne (akreujące białe karły), granica ta może działać w celu ograniczenia lub odcięcia przepływu akrecyjnego. Akrecja Super-Eddingtona na czarne dziury o masie gwiazdowej jest jednym z możliwych modeli ultraluminowych źródeł promieniowania X (ULX).
W przypadku akrecji czarnych dziur cała energia uwolniona w wyniku akrecji nie musi być widoczna jako wychodząca jasność, ponieważ energia może być tracona przez horyzont zdarzeń, w dół dziury. W efekcie, takie źródła mogą nie zachowywać energii.
Pytania i odpowiedzi
P: Kto pierwszy opracował granicę Eddingtona?
O: Arthur Eddington jako pierwszy opracował granicę Eddingtona.
P: Co to jest granica Eddingtona?
A: Granica Eddingtona jest naturalnym ograniczeniem normalnej jasności gwiazd.
P: Jak reaguje gwiazda, gdy przekroczy granicę Eddingtona?
O: Gdy gwiazda przekroczy granicę Eddingtona, traci masę w wyniku bardzo intensywnego wiatru gwiezdnego napędzanego promieniowaniem z jej zewnętrznych warstw.
P: Jaki jest stan równowagi wewnątrz gwiazdy?
O: Stanem równowagi wewnątrz gwiazdy jest równowaga hydrostatyczna.
P: Jak Eddington traktował gwiazdy w swoich modelach?
O: Eddington w swoich modelach traktował gwiazdę jako kulę gazu, która jest utrzymywana wbrew grawitacji przez wewnętrzne ciśnienie termiczne.
P: Co jest konieczne, aby zapobiec zapadnięciu się gwiazdy w modelach Eddingtona?
O: W modelach Eddingtona ciśnienie promieniowania było konieczne, aby zapobiec zapadnięciu się kuli.
P: Czy granica Eddingtona wyjaśnia obserwowaną jasność akrecji czarnych dziur?
O: Tak, granica Eddingtona wyjaśnia obserwowaną jasność akrecji czarnych dziur, takich jak kwazary.
