Limita Eddington

În fizică , limita Eddington este o limită naturală a strălucirii unui corp sferic, cum ar fi o stea , în echilibru hidrostatic între forța gravitațională care acționează într-un sens atractiv și presiunea radiației care ar tinde să o facă să se extindă. Este numit în onoarea fizicianului britanic Arthur Eddington .

Dacă luminozitatea ar depăși limita Eddington, presiunea radiației ar fi atât de puternică încât să genereze un vânt puternic stelar capabil să expulzeze materialul straturilor sale cele mai exterioare. Corpul ar tinde apoi să se dizolve, ceea ce ar determina o scădere a producției sale de energie și o scădere a luminozității sub limita Eddington. Multe stele cu masă mare au luminozități sub limita Eddington, în ciuda faptului că sunt caracterizate de vânturi stelare puternice, care, prin urmare, sunt legate de o origine diferită. ^[1]

Această condiție se aplică numai corpurilor stabile . O supernova depășește cu mult limita Eddington, pentru simplul motiv că steaua se autodistruge.

Formularea matematică

Limita Eddington este o funcție a masei obiectului și este exprimată în general cu referire la masa și luminozitatea Soarelui : ^[2]

L_{\mathrm {Edd} }=33.000{\frac {M}{M_{\odot }}}L_{\odot }

{\ displaystyle L _ {\ mathrm {Edd}} = 33.000 {\ frac {M} {M _ {\ odot}}} L _ {\ odot}}

{\ displaystyle L _ {\ mathrm {Edd}} = 33.000 {\ frac {M} {M _ {\ odot}}} L _ {\ odot}}

unde este

$L_{\mathrm {Edd} }$ ${\ displaystyle L _ {\ mathrm {Edd}}}$ $L _ {{{\ mathrm {Edd}}}}$ este luminozitatea maximă
$M.$ ${\ displaystyle M}$ $M.$ este masa obiectului
$M_{\odot }$ ${\ displaystyle M _ {\ odot}}$ ${\ displaystyle M _ {\ odot}}$ este masa Soarelui.
$L_{\odot }$ ${\ displaystyle L _ {\ odot}}$ ${\ displaystyle L _ {\ odot}}$ este strălucirea soarelui

rezultă că un obiect cu aceeași masă ca Soarele poate fi de cel mult 33.000 de ori mai luminos decât steaua noastră. Această luminozitate pare foarte mare, dar stelele cu o masă nu prea mare (de 10 sau de 20 de ori mai mult decât Soarele) se apropie destul de mult de limita lor Eddington. Obiectele compacte, cum ar fi găurile negre pe care se formează un disc de acumulare , pot ajunge foarte ușor la limita Eddington.

Notă

^ AJ van Marle, SP Owocki; NJ Shaviv, vânturi conduse de Continuum de la stele super-Eddington. O poveste cu două limite , în AIP Conference Proceedings , vol. 990, 2008, pp. 250–253, Bibcode : 2008AIPC..990..250V , DOI : 10.1063 / 1.2905555 .
^ Rybicki, GB, Lightman, AP: Radiative Processes in Astrophysics , New York: J. Wiley & Sons 1979.

Portalul de astronomie

Portalul de fizică

[1] AJ van Marle, SP Owocki; NJ Shaviv, vânturi conduse de Continuum de la stele super-Eddington. O poveste cu două limite , în AIP Conference Proceedings , vol. 990, 2008, pp. 250–253, Bibcode : 2008AIPC..990..250V , DOI : 10.1063 / 1.2905555 .

[2] Rybicki, GB, Lightman, AP: Radiative Processes in Astrophysics , New York: J. Wiley & Sons 1979.

[1]

[2]