Eddington-Grænsen
Eddington-grænsen, eller Eddington-lysstyrken, blev først udarbejdet af Arthur Eddington. Det er en naturlig grænse for stjerners normale lysstyrke. Tilstanden er en hydrostatisk ligevægt. Når en stjerne overskrider Eddington-grænsen, mister den masse med en meget intens strålingsdrevet stjernevind fra dens ydre lag.
Eddingtons modeller behandlede en stjerne som en kugle af gas, der blev holdt oppe mod tyngdekraften af et indre termisk tryk. Eddington viste, at strålingstryk var nødvendigt for at forhindre kuglens kollaps.
De fleste massive stjerner har luminositeter langt under Eddington-luminositeten, så deres vinde drives mest af den mindre intense linjeabsorption. Eddington-grænsen forklarer den observerede luminositet af akkreterende sorte huller som f.eks. kvasarer.
Super-Eddington-lysstyrker
Eddington-grænsen forklarer det meget store massetab, der blev set i η Carinaes udbrud i 1840-1860. De regelmæssige stjernevinde kan kun klare et massetab på ca. 10−4 -10−3 solmasser pr. år. Der er behov for massetab på op til 0,5 solmasser pr. år for at forstå η Carinae-udbruddene. Dette kan gøres ved hjælp af de super-Eddington bredspektret strålingsdrevne vinde.
Gammastråleudbrud, novaer og supernovaer er eksempler på systemer, der overskrider deres Eddington-luminositet med en stor faktor i meget kort tid, hvilket resulterer i korte og meget intensive massetabshastigheder. Nogle røntgenbinarier og aktive galakser er i stand til at opretholde luminositeter tæt på Eddington-grænsen i meget lange perioder. For akkretionsdrevne kilder som f.eks. akkreterende neutronstjerner eller kataklysmiske variabler (akkreterende hvide dværge) kan grænsen virke til at reducere eller afbryde akkretionsstrømmen. Super-Eddington-akkretion på sorte huller med stjernemasse er en mulig model for ultraluminøse røntgenkilder (ULX'er).
For akkreterende sorte huller behøver al den energi, der frigives ved akkretion, ikke nødvendigvis at fremstå som udgående luminositet, da energi kan gå tabt gennem begivenhedshorisonten ned gennem hullet. Sådanne kilder kan faktisk ikke bevare energi.
Spørgsmål og svar
Spørgsmål: Hvem fandt først ud af Eddington-grænsen?
Svar: Arthur Eddington fandt først ud af Eddington-grænsen.
Spørgsmål: Hvad er Eddington-grænsen?
A: Eddington-grænsen er en naturlig grænse for stjerners normale luminositet.
Spørgsmål: Hvordan reagerer en stjerne, når den overskrider Eddington-grænsen?
Svar: Når en stjerne overskrider Eddington-grænsen, mister den masse med en meget intens strålingsdrevet stjernevind fra dens ydre lag.
Spørgsmål: Hvad er ligevægtstilstanden i en stjerne?
Svar: Balancestanden i en stjerne er hydrostatisk ligevægt.
Spørgsmål: Hvordan behandlede Eddington stjerner i sine modeller?
Svar: Eddington behandlede i sine modeller en stjerne som en kugle af gas, der holdes oppe mod tyngdekraften af et indre termisk tryk.
Spørgsmål: Hvad er nødvendigt for at forhindre en stjernes kollaps i Eddingtons modeller?
Svar: I Eddingtons modeller var det nødvendigt med strålingstryk for at forhindre kuglens kollaps.
Spørgsmål: Forklarer Eddington-grænsen den observerede luminositet af akkrediterende sorte huller?
Svar: Ja, Eddington-grænsen forklarer den observerede luminositet af accreterende sorte huller som f.eks. kvasarer.
