Die Eddington Lichtstärke (auch gekennzeichnet weil beschränken Eddington), einer Quelle wird als die maximale Lichtstärke definiert, wo die Kontinuum-Strahlenkraft nach außen die Gravitationskraft nach innen im hydrostatischen Gleichgewicht erwägt. Wenn er die Lichtstärke von Eddington überschreitet, würde ein Stern einen sehr intensiven Kontinuum-gesteuerten Sternwind von seinen Außenschichten beginnen. Da die meisten massiven Sterne Lichtstärke weit unter der Lichtstärke von Eddington jedoch haben, werden ihre Winde größtenteils durch die weniger intensive Linienabsorption gesteuert. Die Eddington-Grenze wird angerufen, um die beobachtete Lichtstärke zu erklären, schwarze Löcher wie Quasare anwachsen zu lassen.

Ursprünglich hat Herr Arthur Stanley Eddington nur das Elektronzerstreuen in Betracht gezogen, als er diese Grenze, etwas berechnet hat, was jetzt die klassische Grenze von Eddington genannt wird. Heutzutage zählt die modifizierte Grenze von Eddington auch auf anderen Kontinuum-Prozessen wie Wechselwirkung ohne bestimmten ohne freien.

Abstammung

Die Grenze wird durch das Setzen des äußeren der innerlichen Gravitationskraft gleichen Kontinuum-Strahlendrucks erhalten. Beide Kraft-Abnahme nach umgekehrten Quadratgesetzen so sobald wird Gleichheit erreicht, der hydrodynamische Fluss ist überall im Stern verschieden.

Von der Gleichung von Euler im hydrostatischen Gleichgewicht ist die Mittelbeschleunigung Null,

:

\frac {d u} {d t} = - \frac {\\nabla p\{\\rho} - \nabla \Phi = 0

</Mathematik>

wo die Geschwindigkeit ist, der Druck ist, die Dichte ist, und das Gravitationspotenzial ist. Wenn der Druck durch die Radiation beherrscht wird, die zu einem Strahlungsfluss, vereinigt ist

:

- \frac {\\nabla p\{\\rho} = \frac {\\kappa} {c} F_ {\\rm rad }\\.

</Mathematik>

Hier ist die Undurchsichtigkeit des Sternmaterials. Für ionisierten Wasserstoff, wo der Thomson ist, der Querschnitt für das Elektron streut, und die Masse eines Protons ist.

Die Lichtstärke einer durch eine Oberfläche begrenzten Quelle ist

:

L = \int_S F_ {\\rm rad} \cdot dS = \int_S \frac {c} {\\kappa} \nabla \Phi \cdot dS \.

</Mathematik>

Jetzt annehmend, dass die Undurchsichtigkeit eine Konstante ist, kann sie außerhalb des Integrals gebracht werden. Das Verwenden des Lehrsatzes von Gauss und der Gleichung von Poisson gibt

:

L = \frac {c} {\\kappa} \int_S \nabla \Phi \cdot dS = \frac {c} {\\kappa} \int_V \nabla^2 \Phi \, dV = \frac {4 \pi G c} {\\kappa} \int_V \rho \, dV = \frac {4 \pi G M c} {\\kappa}

</Mathematik>

wo die Masse des Hauptgegenstands ist. Das wird die Eddington Lichtstärke genannt. Für reinen ionisierten Wasserstoff

:

&\\cong 1.26\times10^ {31 }\\hat (\frac {M} {M_\bigodot }\\Recht) {\\rm W }\verlassen

3.2\times10^4\left (\frac {M} {M_\bigodot }\\Recht) L_\bigodot

\end {richten }\aus

</Mathematik>

wo die Masse der Sonne und die Lichtstärke der Sonne.

Die maximale Lichtstärke einer Quelle im hydrostatischen Gleichgewicht ist die Lichtstärke von Eddington. Wenn die Lichtstärke die Grenze von Eddington überschreitet, dann steuert der Strahlendruck einen Ausfluss. Bemerken Sie, dass gegen die normale falsche Auffassung die Grenze von Eddington kugelförmige Symmetrie nicht verlangt. Tatsächlich wird diese Grenze für nichtkugelförmige Systeme wie Akkretionsplatten verwertet.

Die Masse des Protons erscheint, weil, in der typischen Umgebung für die Außenschichten eines Sterns, der Strahlendruck Elektronen folgt, die vom Zentrum vertrieben werden. Weil Protone durch das Analogon von Thomson unwesentlich unter Druck gesetzt werden, der sich wegen ihrer größeren Masse zerstreut, ist das Ergebnis, eine geringe Anklage-Trennung und deshalb ein radial geleitetes elektrisches Feld zu schaffen, handelnd, um die positiven Anklagen zu heben, die normalerweise freie Protone unter den Bedingungen in Sternatmosphären sind. Wenn das äußere elektrische Feld genügend ist, um die Protone gegen den Ernst frei zu schweben, werden sowohl Elektronen als auch Protone zusammen vertrieben.

Verschiedene Grenzen für verschiedene Materialien

Die Abstammung oben für den äußeren leichten Druck nimmt ein Wasserstoffplasma an. In anderen Verhältnissen kann der Druckregler verschieden sein, als es für Wasserstoff ist.

In einem entwickelten Stern mit einer reinen Helium-Atmosphäre würde das elektrische Feld einen Helium-Kern (ein Alphateilchen), mit fast 4mal der Masse eines Protons heben müssen, während der Strahlendruck 2 freien Elektronen folgen würde. So zweimal wäre die übliche Lichtstärke von Eddington erforderlich, um eine Atmosphäre von reinem Helium zu vertreiben.

Bei sehr hohen Temperaturen, als in der Umgebung eines schwarzen Loches oder Neutronensterns, hoher Energiefoton-Wechselwirkungen mit Kernen oder sogar mit anderen Fotonen, kann ein Elektronpositron-Plasma schaffen. In dieser Situation ist die Masse der für neutral erklärenden positiven Anklage-Transportunternehmen fast 1836mal kleiner (das Proton zum Elektronmassenverhältnis), während der Strahlendruck auf die Positrone die wirksame nach oben gerichtete Kraft pro Einheitsmasse verdoppelt, so wird die erforderliche Begrenzungslichtstärke durch einen Faktor von 1836/2=918 reduziert.

Der genaue Wert der Lichtstärke von Eddington hängt von der chemischen Zusammensetzung der Gasschicht und dem geisterhaften Energievertrieb der Emission ab. Das Benzin mit dem kosmologischen Überfluss an Wasserstoff und Helium ist viel durchsichtiger als Benzin mit Sonnenüberfluss-Verhältnissen. Atomlinienübergänge können die Effekten des Strahlendrucks und Linie außerordentlich vergrößern gesteuerte Winde bestehen in einigen hellen Sternen.

Super-Eddington Lichtstärke

Die Rolle der Grenze von Eddington in der heutigen Forschung liegt im Erklären der sehr hohen Massenverlust-Raten, die in zum Beispiel der Reihe von Ausbrüchen von η Carinae in 1840-1860 gesehen sind. Der Stammkunde, Linie gesteuerte Sternwinde können nur für eine Massenverlust-Rate von ungefähr 10-10 Sonnenmassen pro Jahr eintreten, wohingegen Massenverlust-Raten von bis zu 0.5 Sonnenmassen pro Jahr erforderlich sind, um die η Ausbrüche von Carinae zu verstehen. Das kann mit der Hilfe des super-Eddington Kontinuums gesteuerte Winde getan werden.

Gammastrahl-Brüche, novae und supernovae sind Beispiele von Systemen, die ihre Lichtstärke von Eddington durch einen großen Faktor seit sehr kurzen Zeiten überschreiten, auf kurze und hoch intensive Massenverlust-Raten hinauslaufend. Einige Röntgenstrahl-Dualzahlen und aktive Milchstraßen sind im Stande, Lichtstärke in der Nähe von der Grenze von Eddington seit sehr langen Zeiten aufrechtzuerhalten. Weil Zunahme Quellen wie sich vereinigende Neutronensterne angetrieben hat oder erschütternde Variablen (sich weiß vereinigend, überragt), kann die Grenze handeln, um abzunehmen oder den Akkretionsfluss abzuschneiden, eine Grenze von Eddington auf der Zunahme entsprechend dem auf der Lichtstärke festsetzend. Die Super-Eddington Zunahme auf schwarze Sternmassenlöcher ist ein mögliches Modell für Ultraleuchtröntgenstrahl-Quellen (ULXs).

Um schwarze Löcher anwachsen zu lassen, muss die ganze durch die Zunahme veröffentlichte Energie nicht als aus dem Amt scheiden Lichtstärke erscheinen, da Energie durch den Ereignis-Horizont, unten das Loch verloren werden kann. Solche Quellen können effektiv Energie nicht erhalten. Dann geht die Akkretionsleistungsfähigkeit oder der Bruchteil der Energie, die wirklich dieser theoretisch ausgestrahlt ist, verfügbar von der Gravitationsenergieausgabe, Material anwachsen zu lassen, auf eine wesentliche Weise herein.

Andere Faktoren

Die Eddington-Grenze ist nicht eine strenge Grenze auf der Lichtstärke eines Sterngegenstands. Die Grenze denkt mehrere potenziell wichtige Faktoren nicht, und Super-Eddington-Gegenstände sind beobachtet worden, die nicht scheinen, die vorausgesagte hohe Massenverlust-Rate zu haben. Andere Faktoren, die die maximale Lichtstärke eines Sterns betreffen könnten, schließen ein:

• Durchlässigkeit. Ein Problem mit unveränderlichen, Kontinuum-gesteuerten Winden besteht darin, dass sowohl der Strahlungsfluss als auch die Gravitationsbeschleunigung mit r klettern. Das Verhältnis zwischen diesen Faktoren, ist und in einem super-Eddington Stern unveränderlich, der ganze Umschlag würde Gravitations-losgebunden zur gleichen Zeit werden. Das wird nicht beobachtet. Eine mögliche Lösung führt eine atmosphärische Durchlässigkeit ein, wo wir uns die Sternatmosphäre vorstellen, aus dichteren durch niedrigere Dichte-Gasgebiete umgebenen Gebieten zu bestehen. Das würde die Kopplung zwischen Radiation und Sache reduzieren, und die volle Kraft des Strahlenfeldes würde nur in den homogeneren niedrigeren Außendichte-Schichten der Atmosphäre gesehen.
• Turbulenz. Ein möglicher destabilisierender Faktor könnte das unruhige Druck-Entstehen sein, wenn die Energie in den Konvektionszonen ein Feld der Überschallturbulenz aufbaut. Die Wichtigkeit von der Turbulenz wird jedoch diskutiert.
• Foton-Luftblasen. Ein anderer Faktor, der einige stabile Super-Eddington-Gegenstände erklären könnte, ist die Foton-Luftblase-Wirkung. Foton-Luftblasen würden sich spontan in strahlenbeherrschten Atmosphären entwickeln, wenn der magnetische Druck den Gasdruck überschreitet. Wir können uns ein Gebiet in der Sternatmosphäre mit einer Dichte tiefer vorstellen als die Umgebungen, aber mit einem höheren Strahlendruck. Solch ein Gebiet würde sich durch die Atmosphäre mit der Radiation erheben, die sich in von den Seiten verbreitet, zu einem noch höheren Strahlendruck führend. Diese Wirkung konnte Radiation effizienter transportieren als eine homogene Atmosphäre, die erlaubte Gesamtstrahlenrate vergrößernd. In Akkretionsscheiben kann Lichtstärke nicht weniger als 10-100mal die Grenze von Eddington sein, ohne Instabilitäten zu erfahren.

Siehe auch

• Hayashi beschränken
• Liste von den meisten massiven Sternen

Links

• Das Übertreffen der Eddington-Grenze.