Eddington 한도는 무엇입니까?

Eddington 광도라고도 불리는 Eddington 한계는 별이나 활성 은하에 의해 방출되는 광도가 너무 극단적이어서 물체의 외부 층을 날려 버리기 시작하는 지점입니다.물리적으로 말하면, 정수압 평형으로 가스를 통과 할 수있는 가장 큰 광도이므로, 더 큰 빛이 평형을 파괴 함을 의미합니다.정수압 평형은 시간이 지남에 따라 별을 둥글고 대략 같은 크기로 유지하는 품질입니다. Eddington 한계는 영국의 천문학 주의자 Arthur Stanley Eddington 경의 이름을 따서 명명되었습니다.관찰.실제 별에서, Eddington 한계는 약 120 개의 태양열에 도달 할 수 있으며,이 시점에서 별은 강렬한 태양풍을 통해 봉투를 배출하기 시작합니다.Wolf-rayet Stars는 Eddington 한계 효과를 보여주는 거대한 별이며, 매년 태양풍을 통해 질량의 .001%를 배출합니다. 별의 원자력은 종종 핵심의 온도와 압력에 크게 의존합니다.더 거대한 별에서 코어는 더 뜨겁고 밀도가 높아 반응 속도가 증가합니다.이러한 반응은 풍부한 열을 생성하고 Eddington 한계 이상으로 바깥 쪽 복사 압력은 중력 수축의 힘을 초과합니다.그러나 Eddington 질량 한계가 정확히 2 인자에 따라 다른 모델이 있습니다.우리는 ~ 150 태양 질량의 관찰 된 항성 질량 한계가 진정한 한계인지, 또는 우리는 아직 더 큰 별을 발견하지 못했습니다.Bang, 수백 개의 태양열이 포함 된 매우 거대한 별이 형성 될 수있었습니다.이 별들은 실질적으로 탄소, 질소 또는 산소 (수소 및 헬륨)가 없었기 때문에 수소 융합 반응을 촉진하여 별 광도를 증가시킵니다.이 초기 별들은 여전히 수소를 매우 빠르게 융합 시켰으며 백만 년을 넘지 않았다.