エディントン制限とは何ですか？

Eddingtonの明るさとも呼ばれるEddingtonの制限は、星またはアクティブな銀河によって放出される明るさが極端になり、オブジェクトの外側の層を吹き飛ばし始めるポイントです。 物理的に言えば、静水圧平衡状態にあるガスを通過できる最大の光度です。つまり、より大きな光度は平衡を破壊します。 静水圧平衡は、星を丸く保ち、時間の経過とともにほぼ同じサイズを維持する品質です。

エディントンの限界は、日食の観測を使用して相対論の一般理論を確認することで有名なアインシュタインの同時代人であるイギリスの天体物理学者アーサー・スタンリー・エディントンirにちなんで命名されました。 実際の星では、エディントンの限界に達する可能性が高い太陽質量は約120であり、その時点で星は強烈な太陽風を通してそのエンベロープを放出し始めます。 ウルフ-レイエット星は、エディントン限界効果を示す巨大な星であり、太陽風を通して質量の0.001％を放出します。

星の核反応は、多くの場合、コアの温度と圧力に大きく依存しています。 より大質量の星では、コアがより熱くて密度が高く、反応率が高くなります。 これらの反応は大量の熱を生成し、エディントンの限界を超えると、外向きの放射圧力が重力収縮の力を超えます。 ただし、エディントンの質量制限が正確にどこにあるかについては異なるモデルがあり、2倍も異なります。 観測された恒星の質量制限である〜150の太陽質量が真の限界であるのか、それとももっと重い星がまだ見つかっていないのかはわかりません。

ビッグバンの約3億年後の宇宙の初期には、数百の太陽質量を含む非常に重い星が形成されたと考えられています。 これは、これらの星には、水素融合反応を触媒する物質である炭素、窒素、または酸素（水素とヘリウムのみ）が実質的に含まれておらず、星の光度を高めるためです。 これらの初期の星は依然として水素を非常に急速に融合し、寿命は100万年以下でした。