Eddington 한도는 무엇입니까?

Eddington 광도라고도 불리는 Eddington 한계는 별이나 활성 은하에 의해 방출 된 광도가 너무 극단적이어서 물체의 외부 층을 날려 버리기 시작하는 지점입니다. 물리적으로 말하면, 정수압 평형으로 가스를 통과 할 수있는 가장 큰 광도이므로, 더 큰 빛이 평형을 파괴 함을 의미합니다. 정수압 평형은 시간이 지남에 따라 별을 둥글고 거의 같은 크기로 유지하는 품질입니다.

Eddington 한도는 영국의 천체 학자 Arthur Stanley Eddington 경의 이름을 따서 명명되었습니다. 실제 별에서, Eddington 한계는 약 120 개의 태양열에 도달 할 수 있으며,이 시점에서 별은 강렬한 태양풍을 통해 봉투를 배출하기 시작합니다. Wolf-rayet Stars는 Eddington 한계 효과를 보여주는 거대한 별입니다. 매년 태양풍을 통해 질량의 .001%를 배출합니다.별의 도둑질은 종종 코어의 온도와 압력에 크게 의존합니다. 더 거대한 별에서 코어는 더 뜨겁고 밀도가 높아 반응 속도가 증가합니다. 이러한 반응은 풍부한 열을 생성하고 Eddington 한계 이상으로 바깥 쪽 복사 압력은 중력 수축의 힘을 초과합니다. 그러나 Eddington 질량 한계가 정확히 2 인자에 따라 다른 모델이 있습니다. 우리는 ~ 150 태양 질량의 관찰 된 항성 질량 한계가 진정한 한계인지 확실하지 않습니다.

빅뱅 이후 약 3 억 년이 지난 우주 초기에 수백 개의 태양열이 포함 된 매우 거대한 별들이 형성 될 수 있다고 생각됩니다. 이 별은 실제로 탄소, 질소 또는 산소 (수소 및 헬륨)가 없었기 때문입니다.Talyze 수소 융합 반응, 별의 광도를 증가시킵니다. 이 초기 별들은 여전히 ​​수소를 매우 빠르게 융합 시켰으며 백만 년을 넘지 않았습니다.