¿Cuál es el límite de Eddington?
El límite de Eddington, también llamado Eddington Luminosity, es el punto en el que la luminosidad emitida por una estrella o galaxia activa es tan extremo que comienza a soplar las capas externas del objeto. Físicamente hablando, es la mayor luminosidad que puede pasar a través de un gas en equilibrio hidrostático, lo que significa que las luminosidades mayores destruyen el equilibrio. El equilibrio hidrostático es la cualidad que mantiene una estrella redonda y aproximadamente el mismo tamaño con el tiempo.
El límite de Eddington lleva el nombre del astrophino británico Sir Arthur Stanley Eddington, un contemporáneo de Einstein que fue famoso por confirmar la teoría general de la relatividad utilizando observaciones de eclipse. En una estrella real, el límite de Eddington probablemente se alcanza alrededor de 120 masas solares, momento en el cual una estrella comienza a expulsar su envoltura a través de un intenso viento solar. Las estrellas de Wolf-Rayet son estrellas masivas que muestran efectos límite de Eddington, expulsando el .001% de su masa a través del viento solar por año.
n nuclear rLas eacciones en las estrellas a menudo dependen en gran medida de la temperatura y la presión en el núcleo. En estrellas más masivas, el núcleo es más caliente y más denso, lo que provoca una mayor velocidad de reacciones. Estas reacciones producen calor abundante, y por encima del límite de Eddington, la presión radiante hacia afuera excede la fuerza de la contracción gravitacional. Sin embargo, hay diferentes modelos para donde el límite de masa de Eddington es precisamente, que difiere tanto como un factor de dos. No estamos seguros de si el límite de masa estelar observado de ~ 150 masas solares es un límite verdadero, o si todavía no hemos encontrado estrellas más masivas.
Se cree que en los primeros años del universo, unos 300 millones de años después del Big Bang, las estrellas extremadamente masivas que contenían varios cientos de masas solares pudieron formarse. Esto se debe a que estas estrellas prácticamente no tenían carbono, nitrógeno u oxígeno (solo hidrógeno y helio), sustancias que cautivanReacciones de fusión de hidrógeno talyze, aumentando la luminosidad de una estrella. Estas primeras estrellas aún fusionaron el hidrógeno muy rápidamente y tenían vidas de no más de un millón de años.