Giới hạn Eddington là gì?

Giới hạn Eddington, còn được gọi là độ sáng Eddington, là điểm mà độ sáng phát ra bởi một ngôi sao hoặc thiên hà hoạt động cực đoan đến mức nó bắt đầu thổi ra các lớp bên ngoài của đối tượng.Nói về mặt vật lý, đó là độ sáng lớn nhất có thể đi qua một khí ở trạng thái cân bằng thủy tĩnh, có nghĩa là độ sáng lớn hơn phá hủy trạng thái cân bằng.Cân bằng thủy tĩnh là chất lượng giữ cho một ngôi sao tròn và xấp xỉ cùng kích thước theo thời gian. Giới hạn Eddington được đặt theo tên của nhà thiên văn học người Anh Sir Arthur Stanley Eddington, một người đương thời của Einstein, người nổi tiếng vì xác nhận lý thuyết chung về thuyết tương đối bằng cách sử dụng Eclipsequan sát.Trong một ngôi sao thực tế, giới hạn Eddington có thể đạt đến khoảng 120 khối lượng mặt trời, tại thời điểm đó, một ngôi sao bắt đầu đẩy phong bì của nó thông qua gió mặt trời dữ dội.Các ngôi sao của Wolf-Rayet là những ngôi sao lớn cho thấy các hiệu ứng giới hạn Eddington, đẩy ra .001% khối lượng của chúng thông qua gió mặt trời mỗi năm. Phản ứng hạt nhân ở các ngôi sao thường phụ thuộc nhiều vào nhiệt độ và áp suất trong lõi.Trong các ngôi sao lớn hơn, lõi nóng hơn và dày đặc hơn, gây ra tỷ lệ phản ứng tăng lên.Những phản ứng này tạo ra sức nóng lớn, và trên giới hạn Eddington, áp suất bức xạ bên ngoài vượt quá lực co thắt hấp dẫn.Tuy nhiên, có nhiều mô hình khác nhau về nơi giới hạn khối lượng Eddington chính xác, khác nhau nhiều như hệ số hai.Chúng tôi chắc chắn rằng liệu giới hạn khối sao quan sát được là ~ 150 khối lượng mặt trời có phải là một giới hạn thực sự hay không, chúng tôi chỉ chưa tìm thấy những ngôi sao lớn hơn.Bang, những ngôi sao cực kỳ lớn chứa hàng trăm khối năng lượng mặt trời đã có thể hình thành.Điều này là do những ngôi sao này thực tế không có carbon, nitơ hoặc oxy (chỉ là hydro và helium), các chất xúc tác cho các phản ứng hợp nhất hydro, làm tăng độ sáng của các ngôi sao.Những ngôi sao đầu tiên này vẫn hợp nhất hydro rất nhanh và có tuổi thọ không quá một triệu năm.