Предел Эддингтона
Предел Эддингтона, или эддингтоновская светимость, был впервые разработан Артуром Эддингтоном. Это естественный предел нормальной светимости звезд. Состояние равновесия - это гидростатическое равновесие. Когда звезда превышает предел Эддингтона, она теряет массу с очень интенсивным радиационным звездным ветром из своих внешних слоев.
В моделях Эддингтона звезда рассматривалась как сфера газа, удерживаемая против гравитации внутренним тепловым давлением. Эддингтон показал, что для предотвращения коллапса сферы необходимо давление излучения.
Светимость большинства массивных звезд намного ниже эддингтоновской светимости, поэтому их ветры в основном движутся за счет менее интенсивного поглощения линий. Предел Эддингтона объясняет наблюдаемую светимость аккрецирующих черных дыр, таких как квазары.
Суперэддингтоновская светимость
Предел Эддингтона объясняет очень высокие темпы потери массы, наблюдаемые во вспышках η Carinae в 1840-1860 годах. Регулярные звездные ветры могут выдержать только скорость потери массы около 10−4 -10−3 солнечных масс в год. Для понимания вспышек η Carinae необходимы скорости потери массы до 0,5 солнечных масс в год. Это можно сделать с помощью супер-эддингтоновских ветров широкого спектра, управляемых излучением.
Гамма-всплески, новые и сверхновые звезды являются примерами систем, которые в течение очень короткого времени превышают свою эддингтоновскую светимость на большую величину, что приводит к короткой и очень интенсивной потере массы. Некоторые рентгеновские бинары и активные галактики способны поддерживать светимость, близкую к пределу Эддингтона, в течение очень долгого времени. Для источников с аккреционной энергией, таких как аккрецирующие нейтронные звезды или катаклизмические переменные (аккрецирующие белые карлики), предел может действовать для уменьшения или прекращения аккреционного потока. Сверхэддингтоновская аккреция на черные дыры звездной массы является одной из возможных моделей сверхсветящихся рентгеновских источников (ULXs).
Для аккрецирующих черных дыр вся энергия, высвобождаемая при аккреции, не обязательно должна проявляться в виде исходящей светимости, поскольку энергия может быть потеряна через горизонт событий, вниз по дыре. По сути, такие источники могут не сохранять энергию.
Вопросы и ответы
В: Кто впервые разработал предел Эддингтона?
О: Артур Эддингтон впервые разработал предел Эддингтона.
В: Что такое предел Эддингтона?
О: Предел Эддингтона - это естественный предел нормальной светимости звезд.
В: Как реагирует звезда, когда она превышает предел Эддингтона?
О: Когда звезда превышает предел Эддингтона, она теряет массу с помощью очень интенсивного радиационного звездного ветра из своих внешних слоев.
В: Каково состояние равновесия внутри звезды?
О: Состояние равновесия внутри звезды - это гидростатическое равновесие.
В: Как Эддингтон рассматривал звезды в своих моделях?
О: В своих моделях Эддингтон рассматривал звезду как сферу газа, удерживаемую против гравитации внутренним тепловым давлением.
В: Что необходимо для предотвращения коллапса звезды в моделях Эддингтона?
О: В моделях Эддингтона для предотвращения коллапса сферы было необходимо радиационное давление.
В: Объясняет ли предел Эддингтона наблюдаемую светимость аккрецирующих черных дыр?
О: Да, предел Эддингтона объясняет наблюдаемую светимость аккрецирующих черных дыр, таких как квазары.
