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 soprar as camadas externas do objeto. Fisicamente falando, é a maior luminosidade que pode passar por um gás em equilíbrio hidrostático, o que significa que as luminosidades maiores destroem o equilíbrio. O equilíbrio hidrostático é a qualidade que mantém uma estrela e aproximadamente do mesmo tamanho ao longo do tempo. Em uma estrela real, o limite de Eddington provavelmente é atingido em torno de 120 massas solares, momento em que uma estrela começa a ejetar seu envelope através do intenso vento solar. Estrelas de raio-lobo são estrelas enormes que mostram efeitos limitados de Eddington, ejetando 0,001% de sua massa através do vento solar por ano.

nuclear rAs águas nas estrelas geralmente são altamente dependentes da temperatura e pressão no núcleo. Em estrelas mais massivas, o núcleo é mais quente e denso, causando um aumento da 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 onde o limite de massa de Eddington é precisamente, diferindo até um fator de dois. Não temos certeza se o limite de massa estelar observado de ~ 150 massas solares é um limite verdadeiro, ou ainda não encontramos mais estrelas 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 CAReações de uso de hidrogênio do talyze, aumentando a luminosidade de uma estrela. Essas primeiras estrelas ainda fundiram o hidrogênio muito rapidamente e tinham vidas não mais que um milhão de anos.