エディントンの制限とは何ですか？

エディントンの輝度とも呼ばれるエディントンの限界は、星またはアクティブな銀河から放出される光度が非常に極端であるため、オブジェクトの外層から吹き飛ばされ始めます。 物理的に言えば、それは静水圧平衡のガスを通過できる最大の光度であり、より大きな光度が平衡を破壊することを意味します。 静水圧均衡は、星を丸くし、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、イギリスの星系統学者アーサー・スタンリー・エディントンirにちなんで名付けられました。 実際の星では、エディントンの限界は約120の太陽質量に達している可能性が高く、その時点で星が激しい太陽風を通してその封筒を排出し始めます。 ウルフ・レイエットの星は、エディントンの制限効果を示す巨大な星であり、年間太陽風で質量の.001％を排出します。

核r星の熱は、多くの場合、コアの温度と圧力に大きく依存しています。 より大きな星では、コアはより熱くて密度が高いため、反応速度が増加します。 これらの反応は豊富な熱を生成し、エディントンの限界を超えて、外側の放射圧力は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まったく異なる場合、2つの係数とは異なるモデルが異なります。 観測された恒星の質量限界〜150の太陽質量が真の制限であるかどうか、それともまだ大規模な星を見つけていないかどうかはわかりません。

ビッグバンから約3億年後の宇宙の初期には、数百の太陽ミサを含む非常に大きな星が形成されたと考えられています。 This is because these stars had practically no carbon, nitrogen, or oxygen (just hydrogen and helium), substances which caタリゼの水素融合反応、星の光度が増加します。 これらの初期の星はまだ水素を非常に急速に融合しており、寿命は100万年以下でした。