Eddingtonova meja (Eddingtonova svetilnost): definicija in pomen v astronomiji
Eddingtonova meja (pogosto imenovana tudi Eddingtonova svetilnost) je meja svetilnosti, pri kateri sevalni tlak, ki ga ustvarja izsevane elektromagnetno sevanje, natančno uravnoteži gravitacijsko silo na proste nabite delce v zvezdi ali akrecijskem toku. To mejo je prvi izpeljal Arthur Eddington. V praksi je stanje, pri katerem velja ta meja, tesno povezano s hidrostatičnim ravnovesjem in z dinamiko izgube mase skozi zvezdni veter ali iz akrecijskih diskov.
Definicija in osnovna formula
Eddingtonova svetilnost L_Edd se približno izrazi z razmerjem med gravitacijsko silo in sevalnim tlakom, kar daje klasično obliko:
L_Edd = 4π G M c / κ
Tu je M masa centralnega predmeta (zvezde ali kompaktnega objekta), G gravitacijska konstanta, c hitrost svetlobe in κ (kappa) povprečna opaznost (opacity) snovi, ki določa, kako učinkovito sevanje prenaša impulz na materijo. Če vzamemo kot prevladujočo opaznost razprševanje na prostih elektronih (elektronsko razprševanje), je pri sestavi podobni Soncu tipična vrednost κ ≈ 0,34 cm2 g−1, kar vodi do praktične ocene:
L_Edd ≈ 1.3 × 10^38 (M / M_sun) erg s^−1
Eddingtonov faktor in posledice
Pogosto se uvede brezdimenzijski Eddingtonov faktor Γ = L / L_Edd. Če Γ < 1, gravitacija prevlada in zvezda ali akrecijski tok lahko ostaneta relativno stabilna; če Γ ≥ 1, sevalni tlak lahko premaga gravitacijo in povzroči intenzivno izgubo mase ali motnje v toku. Ko zvezda preseže Eddingtonovo mejo, izgublja maso z zelo intenzivnim zvezdnim vetrom, ki ga poganja sevanje iz njenih zunanjih plasti.
Pomen v teoriji zvezd in akrecijskih sistemov
- V modelih, ki jih je uvedel Eddington, se zvezda obravnava kot kroglo plina, ki jo proti gravitaciji drži notranji toplotni tlak; Eddington je pokazal, da je za preprečevanje kolapsa pomemben tudi sevalni tlak.
- Večina masivnih zvezd ima realno svetilnost pod vrednostjo Eddingtonove svetilnosti, zato njihove vetrove pogosto poganja absorpcija v spektralnih črtah (line-driven winds). To pojasnjuje, zakaj so standardni zvezdni vetrovi pri OB-zvezdah in modrih nadvelikanih manj ekstremni, kot bi pričakovali od čistega kontinualnega (elektronskega) pritiska.
- Črne luknje in akrecijski diski: Eddingtonova meja pojasnjuje opazovano svetilnost akrecijskih črnih lukenj, kot so kvazarji. Pri akreciji velja povezava L = η Ṁ c^2 (η je učinkovitost pretvorbe mase v energijo), zato je običajno uvedena tudi Eddingtonova hitrost akrecije Ṁ_Edd = L_Edd/(η c^2).
- Rastoča črna luknja, ki akretes na Eddingtonovi meji, se lahko poveča z e‑folding časom (Salpeterjev čas) približno t_S ≈ 4.5 × 10^7 (η / 0.1) let — to je tipični čas rasti pri efektivnosti η ≈ 0.1.
Omejitve in primeri prekoračitev
Eddingtonova meja je izpeljana za sferično simetrijo in stacionarnost ter za dano vrsto opaznosti. V mnogih situacijah je mogoče omejitev preseči ali obiti:
- Geometrija: nenavadni ali anisotropni izsevi (na primer močno zgoščeni žarki iz akrecijskega diska) lahko pomenijo, da na material deluje manjši povprečni sevalni tlak od tistega, ki ga nakazuje kar globalna L_Edd.
- Opaznost in linijsko poganjani vetrovi: pri masivnih zvezdah pomenijo absorpcijske linije večjo učinkovitost prenosa momenta, kar omogoča močne vetrove že pri L < L_Edd; obratno, povečana opaznost v nekaterih pasovih lahko lokalno zniža L_Edd.
- Poreklo neenakomernosti in poroznosti v zvezni atmosferi ter magnetna polja lahko znižajo efektivni sevalni pritisk in omogočijo stanje z L > L_Edd v povprečju brez popolne razgradnje zvezde.
- Opazovani super-Eddington viri: nekateri eksplozivni dogodki (npr. nova, supernova pri določenih fazah), ultraluminiozni rentgenski viri (ULX) in nekateri kvazarji kažejo preseganje klasične Eddingtonove meje; te pojave pojasnjujejo modeli z ne-sferično akrecijo, slim-diski ali močno optično neenakomerno strukturo toka.
Zaključek
Eddingtonova meja je temeljni koncept v astrofiziki, ki povezuje svetilnost z mehaniko stabilnosti zvezd in akrecijskih sistemov. Pojasnjuje omejitve svetilnosti in hitrost rasti kompaktnih objektov, obenem pa nima absolutne veljavnosti v vseh realnih situacijah: nelinearni učinki opaznosti, geometrije in magnetizma lahko vodijo do odstopanj in do pojavov »super‑Eddington«.
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.
