Eddingtonin raja
Eddingtonin rajan eli Eddingtonin valovoiman määritteli ensimmäisenä Arthur Eddington. Se on luonnollinen raja tähtien normaalille valovoimalle. Tasapainotila on hydrostaattinen tasapaino. Kun tähti ylittää Eddingtonin rajan, se menettää massaa erittäin voimakkaan säteilyvetoisella tähtituulella uloimmista kerroksistaan.
Eddingtonin malleissa tähteä käsiteltiin kaasupallona, jota sisäinen lämpöpaine pitää yllä painovoimaa vastaan. Eddington osoitti, että säteilypaine oli välttämätön pallon romahtamisen estämiseksi.
Useimpien massiivisten tähtien luminositeetit ovat paljon Eddingtonin luminositeettia pienempiä, joten niiden tuulet johtuvat enimmäkseen vähemmän voimakkaasta viivojen absorptiosta. Eddingtonin raja selittää akkretoituvien mustien aukkojen, kuten kvasaarien, havaitun luminositeetin.
Super-Eddingtonin luminositeetit
Eddingtonin raja selittää η Carinaen vuosina 1840-1860 tapahtuneissa purkauksissa havaitut erittäin suuret massahäviöt. Säännölliset tähtituulet kestävät vain noin 10−4 -10−3 auringon massaa vuodessa. η Carinaen purkausten ymmärtämiseksi tarvitaan jopa 0,5 auringon massaa vuodessa olevia massahäviöitä. Tämä voidaan tehdä super-Eddingtonin laajaspektristen säteilyn aiheuttamien tuulten avulla.
Gammapurkaukset, novat ja supernovat ovat esimerkkejä järjestelmistä, joissa Eddingtonin luminositeetti ylittyy suurella kertoimella hyvin lyhytaikaisesti, mikä johtaa lyhyisiin ja erittäin voimakkaisiin massahäviöihin. Jotkin röntgenkaksoissäteet ja aktiiviset galaksit pystyvät pitämään luminositeettinsa lähellä Eddingtonin rajaa hyvin pitkään. Akkrektiovoimaisten lähteiden, kuten akkretoivien neutronitähtien tai kataklysmisten muuttujien (akkretoivien valkoisten kääpiöiden) kohdalla raja-arvo voi vaikuttaa akkrektiovirran vähentämiseen tai katkaisemiseen. Super-Eddingtonin akkrektio tähtimassaltaan suuriin mustiin aukkoihin on yksi mahdollinen malli ultravaloisille röntgensäteilylähteille (ULX).
Akkretoituvien mustien aukkojen tapauksessa kaiken akkretoitumisessa vapautuvan energian ei tarvitse näkyä ulospäin suuntautuvana valovoimana, koska energiaa voi hävitä tapahtumahorisontin kautta aukkoon. Tosiasiassa tällaiset lähteet eivät välttämättä säilytä energiaa.
Kysymyksiä ja vastauksia
Kysymys: Kuka selvitti ensimmäisenä Eddingtonin rajan?
A: Arthur Eddington selvitti ensimmäisenä Eddingtonin rajan.
K: Mikä on Eddingtonin raja?
V: Eddingtonin raja on luonnollinen raja tähtien normaalille valovoimalle.
K: Miten tähti reagoi, kun se ylittää Eddingtonin rajan?
V: Kun tähti ylittää Eddingtonin rajan, se menettää massaa erittäin voimakkaan säteilyvetoisella tähtituulella uloimmista kerroksistaan.
K: Mikä on tasapainotila tähden sisällä?
V: Tähden tasapainotila on hydrostaattinen tasapaino.
K: Miten Eddington käsitteli tähtiä malleissaan?
V: Eddington käsitteli tähteä malleissaan kaasupallona, jota sisäinen lämpöpaine pitää yllä painovoimaa vastaan.
K: Mitä tarvitaan estämään tähden romahtaminen Eddingtonin malleissa?
V: Eddingtonin malleissa säteilypaine oli välttämätön pallon romahtamisen estämiseksi.
Kysymys: Selittääkö Eddingtonin raja akkretoituvien mustien aukkojen havaitun luminositeetin?
V: Kyllä, Eddingtonin raja selittää akkretoituvien mustien aukkojen, kuten kvasaarien, havaitun luminositeetin.
