Was ist die Eddington -Grenze?

Die Eddington -Grenze, auch als Eddington Luminosity bezeichnet, ist der Punkt, an dem die von einem Stern oder aktive Galaxie emittierte Leuchtkraft so extrem ist, dass sie die äußeren Schichten des Objekts abblasen.Physikalisch gesehen ist es die größte Leuchtkraft, die im hydrostatischen Gleichgewicht durch ein Gas gehen kann, was bedeutet, dass größere Leuchten das Gleichgewicht zerstören.Das hydrostatische Gleichgewicht ist die Qualität, die im Laufe der Zeit einen Sternrund und ungefähr gleich groß hält.

Die Eddington -Grenze ist nach dem britischen Astrophyiker Sir Arthur Stanley Eddington benannt, einem Zeitgenossen von Einstein, der berühmt für die Bestätigung der allgemeinen Relativitätstheorie mit Eclipse berühmt warBeobachtungen.In einem tatsächlichen Stern wird die Eddington -Grenze wahrscheinlich rund 120 Sonnenmassen erreicht. An diesem Punkt beginnt ein Stern, seinen Umschlag durch intensives Sonnenwind auszuwerfen.Wolfsstrahlsterne sind massive Sterne, die Eddington-Grenzeffekte zeigen und 0,001% ihrer Masse durch Solarwind pro Jahr auswerfen.

Kernreaktionen in Sternen hängen häufig stark von Temperatur und Druck im Kern ab.In massiveren Sternen ist der Kern heißer und dichter, was zu einer erhöhten Reaktionsrate führt.Diese Reaktionen erzeugen reichlich Wärme, und über der Eddington -Grenze übersteigt der nach außen strahlende Druck die Kraft der Gravitationskontraktion.Es gibt jedoch verschiedene Modelle dafür, wo sich die Massengrenze in Eddington genau um einen Faktor zwei unterscheidet.Wir sind uns nicht sicher, ob die beobachtete Sternmassengrenze von ~ 150 Sonnenmassen eine wahre Grenze ist, oder wir haben gerade noch mehr massivere Sterne gefunden.

Es wird angenommen, dass in den ersten Jahren des Universums etwa 300 Millionen Jahre nach dem großenBang, extrem massive Sterne, die mehrere hundert Sonnenmassen enthielten, konnten sich bilden.Dies liegt daran, dass diese Sterne praktisch keinen Kohlenstoff, Stickstoff oder Sauerstoff (nur Wasserstoff und Helium) hatten, Substanzen, die Wasserstofffusionsreaktionen katalysieren und die Leuchtkraft der Sterne erhöhen.Diese frühen Sterne verschmolzen immer noch sehr schnell Wasserstoff und hatten Lebenszeiten von nicht mehr als eine Million Jahren.