Qual é o limite de Eddington?

O limite de Eddington, também chamado de luminosidade de Eddington, é o ponto em que a luminosidade emitida por uma estrela ou galáxia ativa é tão extrema que começa a explodir as camadas externas do objeto. Fisicamente falando, é a maior luminosidade que pode passar através de um gás em equilíbrio hidrostático, o que significa que maiores luminosidades destroem o equilíbrio. Equilíbrio hidrostático é a qualidade que mantém uma estrela redonda e aproximadamente o mesmo tamanho ao longo do tempo.

O limite de Eddington recebeu o nome do astrofísico britânico Sir Arthur Stanley Eddington, contemporâneo de Einstein, famoso por confirmar a teoria geral da relatividade usando observações do eclipse. Em uma estrela real, o limite de Eddington é provavelmente atingido em torno de 120 massas solares, altura em que uma estrela começa a ejetar seu envelope através do vento solar intenso. As estrelas Wolf-Rayet são estrelas massivas que mostram efeitos-limite de Eddington, ejetando 0,001% de sua massa através do vento solar por ano.

As reações nucleares nas estrelas geralmente são altamente dependentes da temperatura e pressão no núcleo. Nas estrelas mais massivas, o núcleo é mais quente e denso, causando um aumento na taxa de reações. Essas reações produzem calor abundante e, acima do limite de Eddington, a pressão radiante externa excede a força da contração gravitacional. No entanto, existem modelos diferentes para os quais o limite de massa de Eddington é preciso, diferindo em até um fator de dois. Não temos certeza se o limite de massa estelar observado de ~ 150 massas solares é um limite verdadeiro ou se ainda não descobrimos estrelas mais massivas.

Pensa-se que nos primeiros anos do universo, cerca de 300 milhões de anos após o Big Bang, estrelas extremamente massivas contendo várias centenas de massas solares foram capazes de se formar. Isso ocorre porque essas estrelas praticamente não tinham carbono, nitrogênio ou oxigênio (apenas hidrogênio e hélio), substâncias que catalisam as reações de fusão do hidrogênio, aumentando a luminosidade da estrela. Essas primeiras estrelas ainda fundiam o hidrogênio muito rapidamente e tinham vidas não superiores a um milhão de anos.