Quelle est la limite d'Eddington?

La limite d'Eddington, également appelée luminosité d'Eddington, est le point auquel la luminosité émise par une étoile ou une galaxie active est si extrême qu'elle commence à souffler les couches extérieures de l'objet.Physiquement parlant, c'est la plus grande luminosité qui peut passer à travers un gaz en équilibre hydrostatique, ce qui signifie que de plus grandes luminosités détruisent l'équilibre.L'équilibre hydrostatique est la qualité qui maintient une étoile ronde et approximativement de la même taille au fil du temps.

La limite d'Eddington porte le nom de l'astrophyiste britannique Sir Arthur Stanley Eddington, un contemporain d'Einstein qui était célèbre pour confirmer la théorie générale de la relativité en utilisant Eclipseobservations.Dans une étoile réelle, la limite d'Eddington est probablement atteinte autour de 120 masses solaires, à quel point une étoile commence à éjecter son enveloppe à travers un vent solaire intense.Les étoiles des rayons de loup sont des étoiles massives montrant les effets de limite d'Eddington, éjectant 0,001% de leur masse par le vent solaire par an.

Les réactions nucléaires dans les étoiles dépendent souvent de la température et de la pression dans le noyau.Dans les étoiles plus massives, le noyau est plus chaud et plus dense, provoquant une vitesse accrue de réactions.Ces réactions produisent une chaleur abondante et au-dessus de la limite d'Eddington, la pression radiante vers l'extérieur dépasse la force de la contraction gravitationnelle.Cependant, il existe différents modèles pour l'emplacement de la limite de masse d'Eddington précisément, différant autant qu'un facteur de deux.Nous ne savons pas si la limite de masse stellaire observée de ~ 150 masses solaires est une véritable limite, ou si nous n'avons pas encore trouvé d'étoiles plus massives.

On pense que dans les premières années de l'univers, environ 300 millions d'années après le grandBang, des étoiles extrêmement massives contenant plusieurs centaines de masses solaires ont pu se former.En effet, ces étoiles n'avaient pratiquement pas de carbone, d'azote ou d'oxygène (juste de l'hydrogène et de l'hélium), des substances qui catalysent les réactions de fusion d'hydrogène, augmentant une luminosité des étoiles.Ces premières étoiles ont encore fusionné l'hydrogène très rapidement et ont eu des durées de vie ne dépassant pas un million d'années.