Vad är Eddington -gränsen?

Eddington -gränsen, även kallad Eddington -ljusstyrka, är den punkt där ljusstyrkan släpps ut av en stjärna eller aktiv galax är så extrem att den börjar blåsa av de yttre skikten av objektet.Fysiskt sett är det den största ljusstyrkan som kan passera genom en gas i hydrostatisk jämvikt, vilket innebär att större ljusstyrka förstör jämvikten.Hydrostatisk jämvikt är kvaliteten som håller en stjärna runt och ungefär samma storlek över tid.

Eddington -gränsen är uppkallad efter den brittiska astrofisten Sir Arthur Stanley Eddington, en samtida av Einstein som var känd för att bekräfta den allmänna teorin om relativitet med hjälp av Eclipseobservationer.I en verklig stjärna nås Eddington -gränsen troligen cirka 120 solmassor, vid vilken tidpunkt en stjärna börjar mata ut sitt kuvert genom intensiv solvind.Wolf-rayet-stjärnor är massiva stjärnor som visar Eddington-begränsningseffekter, som matar ut 0,001% av sin massa genom solvind per år.

Kärnreaktioner i stjärnor är ofta mycket beroende av temperatur och tryck i kärnan.I mer massiva stjärnor är kärnan varmare och tätare, vilket orsakar en ökad reaktionshastighet.Dessa reaktioner ger riklig värme, och över Eddington -gränsen överskrider det utåtriktade stråltrycket kraften för gravitationskontraktion.Det finns emellertid olika modeller för var Eddington -massgränsen är exakt, som skiljer sig med så mycket som en faktor på två.Vi är säker på om den observerade stellarmassgränsen för ~ 150 solmassor är en riktig gräns, eller så har vi bara hittat mer massiva stjärnor ännu.Bang, extremt massiva stjärnor som innehöll flera hundra solmassor kunde bildas.Detta beror på att dessa stjärnor praktiskt taget inte hade något kol, kväve eller syre (bara väte och helium), ämnen som katalyserar vätesmässiga reaktioner, vilket ökade en stjärns ljusstyrka.Dessa tidiga stjärnor smälte fortfarande väte mycket snabbt och hade livslängder på högst en miljon år.