에 딩턴 한계는 무엇입니까?

에 딩턴 광도 (Eddington luminosity)라고도하는에 딩턴 한계는 별이나 활성 은하에서 방출되는 광도가 너무 높아서 물체의 외층에서 날아 가기 시작하는 지점입니다. 물리적으로 말하면, 정수압 평형 상태에서 기체를 통과 할 수있는 가장 큰 광도는 광도가 클수록 평형을 파괴한다는 의미입니다. 정수압 평형은 시간이 지남에 따라 별 모양을 유지하고 거의 동일한 크기를 유지하는 품질입니다.

Eddington 한도는 영국 천체 물리학자인 Arthur Stanley Eddington 경의 이름을 따서 지어졌습니다. 아인슈타인의 현대인은 일식 관측을 사용하여 상대성 이론의 일반적인 이론을 확인하는 것으로 유명했습니다. 실제 별에서에 딩턴 한도는 약 120 태양 질량에 도달했을 때, 별이 강한 태양풍을 통해 외피를 방출하기 시작합니다. 울프-레이에 별은에 딩턴 제한 효과를 나타내는 거대한 별으로 매년 태양풍을 통해 질량의 .001 %를 방출합니다.

별의 핵 반응은 종종 핵의 온도와 압력에 크게 의존합니다. 더 큰 별에서는 핵이 더 뜨겁고 밀도가 높아 반응 속도가 증가합니다. 이러한 반응은 다량의 열을 생성하고에 딩턴 한계를 초과하면 외부 복사 압력이 중력 수축력을 초과합니다. 그러나 Eddington 질량 한계가 정확하게 2 배만큼 다른 모델이 있습니다. 관측 된 ~ 150 태양 질량의 항성 질량 제한이 실제 제한인지 또는 아직 더 큰 별을 찾지 못한 지 확실하지 않습니다.

우주의 초기 몇 년 동안, 빅뱅 이후 약 3 억 년 후, 수백 개의 태양 덩어리를 포함하는 매우 거대한 별들이 형성 될 수 있다고 생각됩니다. 이 별들은 실제로 수소 융합 반응을 촉진하여 별의 광도를 증가시키는 물질 인 탄소, 질소 또는 산소 (수소와 헬륨)가 거의 없기 때문입니다. 이 초기 별들은 여전히 ​​수소를 매우 빠르게 융합 시켰으며 수명은 백만 년을 넘지 않았습니다.