Ποιο είναι το όριο Eddington;

Το όριο Eddington, που ονομάζεται επίσης Eddington Luminosity, είναι το σημείο στο οποίο η φωτεινότητα που εκπέμπεται από ένα αστέρι ή ενεργό γαλαξία είναι τόσο ακραίο που αρχίζει να φυσάει από τα εξωτερικά στρώματα του αντικειμένου.Φυσικά, είναι η μεγαλύτερη φωτεινότητα που μπορεί να περάσει από ένα αέριο σε υδροστατική ισορροπία, πράγμα που σημαίνει ότι οι μεγαλύτερες φωτεινότητες καταστρέφουν την ισορροπία.Η υδροστατική ισορροπία είναι η ποιότητα που διατηρεί ένα αστέρι γύρο και περίπου το ίδιο μέγεθος με την πάροδο του χρόνου.

Το όριο Eddington πήρε το όνομά του από τον βρετανό αστροφικό Sir Arthur Stanley Eddington, έναν σύγχρονο του Αϊνστάιν, ο οποίος ήταν διάσημος για την επιβεβαίωση της γενικής θεωρίας της σχετικότητας χρησιμοποιώντας το Eclipseπαρατηρήσεις.Σε ένα πραγματικό αστέρι, το όριο Eddington είναι πιθανό να φτάσει περίπου 120 ηλιακές μάζες, οπότε ένα αστέρι αρχίζει να εκτοξεύει το φάκελο του μέσω έντονου ηλιακού ανέμου.Τα αστέρια Wolf-Rayet είναι τεράστια αστέρια που δείχνουν Eddington Limit Effects, εκτοξεύοντας το .001% της μάζας τους μέσω ηλιακού ανέμου ετησίως. Οι πυρηνικές αντιδράσεις στα αστέρια συχνά εξαρτώνται σε μεγάλο βαθμό από τη θερμοκρασία και την πίεση στον πυρήνα.Σε πιο τεράστια αστέρια, ο πυρήνας είναι θερμότερος και πυκνότερος, προκαλώντας αυξημένο ρυθμό αντιδράσεων.Αυτές οι αντιδράσεις παράγουν άφθονη θερμότητα και πάνω από το όριο Eddington, η προς τα έξω ακτινοβολούμενη πίεση υπερβαίνει τη δύναμη της βαρυτικής συστολής.Ωστόσο, υπάρχουν διαφορετικά μοντέλα για το πού είναι ακριβώς το όριο μάζας Eddington, διαφέρουν μέχρι και δύο.Δεν είμαστε σίγουροι αν το παρατηρούμενο αστρικό όριο μάζας ~ 150 ηλιακών μαζών είναι ένα πραγματικό όριο ή απλά δεν βρήκαμε ακόμα πιο μαζικά αστέρια.Χρόνια μετά το Big Bang, εξαιρετικά μαζικά αστέρια που περιείχαν αρκετές εκατοντάδες ηλιακές μάζες ήταν σε θέση να σχηματίσουν.Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι αυτά τα αστέρια δεν είχαν πρακτικά άνθρακα, άζωτο ή οξυγόνο (μόνο υδρογόνο και ήλιο), ουσίες που καταλύουν αντιδράσεις που καταλύουν υδρογόνο, αυξάνοντας τη φωτεινότητα ενός αστεριού.Αυτά τα πρώτα αστέρια εξακολουθούσαν να συγχωνεύθηκαν με υδρογόνο πολύ γρήγορα και είχαν διάρκεια ζωής όχι περισσότερο από ένα εκατομμύριο χρόνια.