Qu'est-ce que la limite Eddington?
La limite d'Eddington, également appelée luminosité d'Eddington, est le point où la luminosité émise par une étoile ou une galaxie active est si extrême qu'elle commence à souffler des couches extérieures de l'objet. Physiquement, c’est la plus grande luminosité pouvant traverser un gaz en équilibre hydrostatique, ce qui signifie que des luminosités supérieures détruisent l’équilibre. L'équilibre hydrostatique est la qualité qui garde une étoile ronde et à peu près la même taille dans le temps.
La limite d'Eddington doit son nom à l'astrophyte britannique Sir Arthur Stanley Eddington, contemporain d'Einstein, célèbre pour avoir confirmé la théorie générale de la relativité à l'aide d'observations d'éclipse. Dans une étoile réelle, la limite d'Eddington est probablement atteinte autour de 120 masses solaires, point auquel une étoile commence à éjecter son enveloppe par le vent solaire intense. Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles massives montrant les effets limites d'Eddington, éjectant chaque année 0,001% de leur masse dans le vent solaire.
Les réactions nucléaires dans les étoiles dépendent souvent beaucoup de la température et de la pression dans le noyau. Dans les étoiles plus massives, le cœur est plus chaud et plus dense, ce qui entraîne une augmentation du taux de réaction. Ces réactions produisent une chaleur abondante et au-dessus de la limite d'Eddington, la pression radiante externe dépasse la force de contraction gravitationnelle. Cependant, il existe différents modèles pour lesquels la limite de masse d'Eddington est précisément, différant jusqu'à deux fois. Nous ne savons pas si la limite de masse stellaire observée d'environ 150 masses solaires est une véritable limite, ou si nous n'avons pas encore trouvé d'étoiles plus massives.
On pense que dans les premières années de l'univers, environ 300 millions d'années après le Big Bang, des étoiles extrêmement massives contenant plusieurs centaines de masses solaires ont pu se former. En effet, ces étoiles ne contiennent pratiquement pas de carbone, d'azote ou d'oxygène (uniquement de l'hydrogène et de l'hélium), substances qui catalysent les réactions de fusion de l'hydrogène, augmentant la luminosité de l'étoile. Ces premières étoiles fondaient encore l'hydrogène très rapidement et avaient une durée de vie ne dépassant pas un million d'années.