Wat is de limiet van Eddington?
De limiet van Eddington, ook wel de Luminositeit van Eddington genoemd, is het punt waarop de helderheid die wordt uitgestoten door een ster of actieve sterrenstelsel zo extreem is dat het de buitenste lagen van het object begint te blazen. Fysiek gezien is het de grootste helderheid die door een gas in hydrostatisch evenwicht kan gaan, wat betekent dat grotere lichtstoffen het evenwicht vernietigen. Hydrostatisch evenwicht is de kwaliteit die een ster rond en ongeveer dezelfde grootte in de loop van de tijd houdt.
De limiet van Eddington is vernoemd naar de Britse astrophyicus Sir Arthur Stanley Eddington, een tijdgenoot van Einstein die beroemd was vanwege het bevestigen van de algemene theorie van relativiteitstheorie met behulp van eclipse -observaties. In een echte ster wordt de limiet van Eddington waarschijnlijk bereikt rond de 120 zonnemassa's, op welk punt een ster zijn envelop begint uit te werpen door intense zonnewind. Wolf-rayet-sterren zijn enorme sterren die de limieteffecten van Eddington vertonen, waardoor 0,001% van hun massa per jaar wordt uitgeworpen.
nucleair rActacten in sterren zijn vaak sterk afhankelijk van temperatuur en druk in de kern. In meer massieve sterren is de kern heter en dichter, wat een verhoogde reactiesnelheid veroorzaakt. Deze reacties produceren overvloedige warmte, en boven de limiet van Eddington, de buitenste stralingsdruk overschrijdt de kracht van zwaartekrachtcontractie. Er zijn echter verschillende modellen voor waar de EDdington -massa -limiet precies is, verschilt met een factor twee. We weten niet zeker of de waargenomen stellaire massa -limiet van ~ 150 zonnemassa's een echte limiet is, of we hebben gewoon nog niet meer massieve sterren gevonden.
Er wordt gedacht dat in de beginjaren van het universum, ongeveer 300 miljoen jaar na de Big Bang, extreem massieve sterren met enkele honderden zonne -massa konden vormen. Dit komt omdat deze sterren praktisch geen koolstof, stikstof of zuurstof (alleen waterstof en helium) hadden, stoffen die CATalyze-waterstofvullende reacties, waardoor de helderheid van een ster toeneemt. Deze vroege sterren versmolten nog steeds zeer snel waterstof en hadden levensduur van niet meer dan een miljoen jaar.