Eddingtonova meja
Eddingtonovo mejo ali Eddingtonovo svetilnost je prvi določil Arthur Eddington. Gre za naravno mejo običajnega sijaja zvezd. Stanje ravnovesja je hidrostatično ravnovesje. Ko zvezda preseže Eddingtonovo mejo, izgublja maso z zelo intenzivnim zvezdnim vetrom, ki ga poganja sevanje iz njenih zunanjih plasti.
Eddingtonovi modeli so zvezdo obravnavali kot kroglo plina, ki jo proti gravitaciji drži notranji toplotni tlak. Eddington je pokazal, da je za preprečevanje kolapsa krogle potreben sevalni tlak.
Večina masivnih zvezd ima svetilnost daleč pod Eddingtonovo svetilnostjo, zato njihove vetrove večinoma poganja manj intenzivna absorpcija črt. Eddingtonova meja pojasnjuje opazovano svetilnost akrecijskih črnih lukenj, kot so kvazarji.
Super-Eddingtonove svetilnosti
Eddingtonova meja pojasnjuje zelo visoke stopnje izgube mase, ki smo jih opazili pri izbruhih η Carinae v letih 1840-1860. Običajni zvezdni vetrovi lahko vzdržijo le hitrost izgube mase približno 10−4 -10−3 Sončevih mas na leto. Za razumevanje izbruhov η Carinae so potrebne hitrosti izgube mase do 0,5 Sončeve mase na leto. To je mogoče doseči s pomočjo super-Eddingtonovih vetrov s širokim spektrom sevanja.
Izbruhi žarkov gama, nove in supernove so primeri sistemov, ki za zelo kratek čas za velik faktor presežejo svoj Eddingtonov sij, kar povzroči kratko in zelo intenzivno izgubo mase. Nekatere rentgenske dvojne zvezde in aktivne galaksije lahko zelo dolgo ohranjajo svetilnost blizu Eddingtonove meje. Pri virih, ki jih poganja akrecija, kot so akrecijske nevtronske zvezde ali kataklizmične spremenljivke (akrecijske bele pritlikavke), lahko meja zmanjša ali prekine akrecijski tok. Super-Eddingtonova akrecija na črne luknje z zvezdno maso je eden od možnih modelov za ultrasvetle rentgenske vire (ULX).
Pri akrecijskih črnih luknjah ni nujno, da se vsa energija, ki se sprosti pri akreciji, pojavi kot izhodna svetilnost, saj se lahko energija izgubi skozi dogodkovno obzorje v luknjo. Dejansko takšni viri morda ne varčujejo energije.
Vprašanja in odgovori
V: Kdo je prvi ugotovil Eddingtonovo mejo?
O: Arthur Eddington je prvi ugotovil Eddingtonovo mejo.
V: Kaj je Eddingtonova meja?
O: Eddingtonova meja je naravna meja običajnega sijaja zvezd.
V: Kako se zvezda odzove, ko preseže Eddingtonovo mejo?
O: Ko zvezda preseže Eddingtonovo mejo, izgublja maso z zelo močnim zvezdnim vetrom, ki ga poganja sevanje iz njenih zunanjih plasti.
V: Kakšno je stanje ravnovesja v zvezdi?
O: Ravnovesje v zvezdi je hidrostatično ravnovesje.
V: Kako je Eddington obravnaval zvezde v svojih modelih?
O: Eddington je v svojih modelih obravnaval zvezdo kot kroglo plina, ki jo proti gravitaciji drži notranji toplotni tlak.
V: Kaj je v Eddingtonovih modelih potrebno, da se prepreči propad zvezde?
O: V Eddingtonovih modelih je bil za preprečitev propada krogle potreben sevalni tlak.
V: Ali Eddingtonova meja pojasnjuje opaženo svetilnost akrecijskih črnih lukenj?
O: Da, Eddingtonova meja pojasnjuje opazovano svetilnost akrecijskih črnih lukenj, kot so kvazarji.
