Mi az Eddington Limit?

Az Eddington -határ, amelyet más néven Eddington fényességnek hívnak, az a pont, ahol a csillag vagy az aktív galaxis által kibocsátott fényesség annyira szélsőséges, hogy elkezdi fújni a tárgy külső rétegeit.Fizikai szempontból ez a legnagyobb fényesség, amely áthaladhat egy gázon a hidrosztatikus egyensúlyban, ami azt jelenti, hogy a nagyobb fényességek elpusztítják az egyensúlyt.A hidrosztatikus egyensúly az a minőség, amely a csillag kerek és körülbelül azonos méretet tart az idő múlásával.megfigyelések.Egy tényleges csillagban valószínűleg az Eddington korlátja körülbelül 120 napenergia tömeget ér el, amelyen egy csillag megkezdi a borítékát az intenzív napszélen keresztül.A farkas-rayet csillagok hatalmas csillagok, amelyek az Eddington limit hatásait mutatják, és tömegük 0,001% -át a napenkénti szélen keresztül dobják ki.

A csillagokban alkalmazott nukleáris reakciók gyakran nagymértékben függnek a magban a hőmérséklettől és a nyomástól.A masszív csillagokban a mag melegebb és sűrűbb, ami megnövekedett reakciók arányát okozja.Ezek a reakciók bőséges hőt eredményeznek, és az eddingtoni határ felett a kifelé mutató sugárzó nyomás meghaladja a gravitációs összehúzódás erejét.Különböző modellek vannak azonban arra, hogy az Eddington tömegkorlátja pontosan különbözik, mint kettő.Nem vagyunk biztosak benne, hogy a megfigyelt ~ 150 napenergia -tömeges csillagtömeg -korlát valódi korlát, vagy még nem találtunk még masszív csillagokat.Évekkel a Big Bang után, rendkívül hatalmas csillagok, amelyek több száz naptömegt tartalmaztak, képesek voltak kialakulni.Ennek oka az, hogy ezeknek a csillagoknak gyakorlatilag nem voltak szén, nitrogén vagy oxigén (csak hidrogén és hélium), olyan anyagok, amelyek katalizálják a hidrogén-fúziós reakciókat, növelve a csillag fényerejét.Ezek a korai csillagok még mindig nagyon gyorsan összeolvasztották a hidrogént, és legfeljebb egymillió év élettartama volt.