Was ist das Eddington-Limit?
Die Eddington-Grenze, auch Eddington-Leuchtkraft genannt, ist der Punkt, an dem die Leuchtkraft eines Sterns oder einer aktiven Galaxie so extrem ist, dass sie die äußeren Schichten des Objekts abbläst. Physikalisch gesehen ist es die größte Leuchtkraft, die ein Gas im hydrostatischen Gleichgewicht passieren kann, was bedeutet, dass größere Leuchtkräfte das Gleichgewicht zerstören. Das hydrostatische Gleichgewicht ist die Qualität, die einen Stern rund und über die Zeit ungefähr gleich groß hält.
Die Eddington-Grenze ist benannt nach dem britischen Astrophysiker Sir Arthur Stanley Eddington, einem Zeitgenossen von Einstein, der berühmt dafür war, die allgemeine Relativitätstheorie mit Hilfe von Eclipse-Beobachtungen zu bestätigen. In einem tatsächlichen Stern wird die Eddington-Grenze wahrscheinlich um die 120 Sonnenmassen erreicht. An diesem Punkt wirft ein Stern seine Hülle durch intensiven Sonnenwind aus. Wolf-Rayet-Sterne sind massive Sterne mit Eddington-Limit-Effekten, die 0,001% ihrer Masse pro Jahr durch Sonnenwind ausstoßen.
Kernreaktionen in Sternen hängen häufig stark von der Temperatur und dem Druck im Kern ab. Bei massereicheren Sternen ist der Kern heißer und dichter, was zu einer erhöhten Reaktionsrate führt. Diese Reaktionen erzeugen viel Wärme, und oberhalb der Eddington-Grenze übersteigt der nach außen gerichtete Strahlungsdruck die Kraft der Schwerkraftkontraktion. Es gibt jedoch verschiedene Modelle, bei denen das Eddington-Massenlimit genau um den Faktor zwei abweicht. Wir sind uns nicht sicher, ob das beobachtete Sternmassenlimit von ~ 150 Sonnenmassen ein echtes Limit ist, oder ob wir einfach noch keine massereicheren Sterne gefunden haben.
Es wird vermutet, dass sich in den Anfangsjahren des Universums, etwa 300 Millionen Jahre nach dem Urknall, extrem massive Sterne mit mehreren hundert Sonnenmassen bilden konnten. Dies liegt daran, dass diese Sterne praktisch keinen Kohlenstoff, Stickstoff oder Sauerstoff (nur Wasserstoff und Helium) enthielten. Diese Substanzen katalysieren Wasserstoff-Fusionsreaktionen und erhöhen die Leuchtkraft eines Sterns. Diese frühen Sterne fusionierten immer noch sehr schnell mit Wasserstoff und hatten Lebensdauern von nicht mehr als einer Million Jahren.