Co je Eddington Limit?

Eddingtonův limit, také nazývaný Eddingtonova svítivost, je bod, ve kterém svítivost vyzařovaná hvězdou nebo aktivní galaxií je tak extrémní, že začne foukat vnější vrstvy objektu. Fyzicky vzato je to největší svítivost, která může procházet plynem v hydrostatické rovnováze, což znamená, že větší svítivost rovnováhu ničí. Hydrostatická rovnováha je kvalita, která udržuje čas kolem hvězdy a přibližně stejnou velikost.

Eddingtonův limit je pojmenován podle britského astrofyzika sira Arthura Stanleyho Eddingtona, současníka Einsteina, který byl známý tím, že potvrdil obecnou teorii relativity pomocí pozorování zatmění. Ve skutečné hvězdě je Eddingtonův limit pravděpodobně dosažen kolem 120 solárních hmot, kdy hvězda začne vysílat svou obálku intenzivním slunečním větrem. Wolf-Rayetovy hvězdy jsou masivní hvězdy, které vykazují Eddingtonovy limitní efekty a ročně vypouští 0,001% své hmotnosti slunečním větrem.

Jaderné reakce ve hvězdách jsou často velmi závislé na teplotě a tlaku v jádru. U hmotnějších hvězd je jádro teplejší a hustší, což způsobuje zvýšenou rychlost reakcí. Tyto reakce produkují velké teplo a nad Eddingtonovým limitem vnější sálavý tlak překračuje sílu gravitační kontrakce. Existují však různé modely, u nichž je hmotnostní limit Eddington přesně přesný a liší se až dvakrát. Nejsme si jisti, zda pozorovaný limit hvězdné hmoty ~ 150 solárních hmot je skutečným limitem, nebo jsme ještě nenašli více hmotných hvězd.

Předpokládá se, že v prvních letech vesmíru, asi 300 milionů let po Velkém třesku, se dokázaly tvořit extrémně masivní hvězdy obsahující několik stovek solárních hmot. Je to proto, že tyto hvězdy neměly prakticky žádný uhlík, dusík ani kyslík (jen vodík a helium), látky, které katalyzují reakce spojující vodík a zvyšují jasnost hvězdy. Tyto rané hvězdy stále velmi rychle spojovaly vodík a měly životnost ne více než milion let.