Что такое предел Эддингтона?

Предел Эддингтона, также называемый светимостью Эддингтона, - это точка, в которой светимость, излучаемая звездой или активной галактикой, настолько экстремальна, что она начинает сдувать внешние слои объекта. С физической точки зрения, это самая большая светимость, которая может проходить через газ в гидростатическом равновесии, а это означает, что большая светимость разрушает равновесие. Гидростатическое равновесие - это качество, при котором звезда остается круглой и со временем примерно одинакового размера.

Предел Эддингтона назван в честь британского астрофизика сэра Артура Стэнли Эддингтона, современника Эйнштейна, который был известен подтверждением общей теории относительности с помощью наблюдений затмения. В реальной звезде предел Эддингтона, вероятно, достигнут около 120 солнечных масс, и в этот момент звезда начинает выбрасывать свою оболочку в результате интенсивного солнечного ветра. Звезды Вольфа-Райе - это массивные звезды, демонстрирующие предельные эффекты Эддингтона, выбрасывающие 0,001% их массы через солнечный ветер в год.

Ядерные реакции в звездах часто сильно зависят от температуры и давления в ядре. В более массивных звездах ядро ​​горячее и плотнее, что приводит к увеличению скорости реакций. Эти реакции производят обильное тепло, и выше предела Эддингтона излучающее наружу давление превышает силу гравитационного сжатия. Тем не менее, существуют разные модели, в которых предел массы Эддингтона находится точно, отличаясь в два раза. Мы не уверены, является ли наблюдаемый предел звездной массы ~ 150 солнечных масс истинным пределом, или мы просто еще не нашли более массивные звезды.

Считается, что в первые годы существования Вселенной, примерно через 300 миллионов лет после Большого взрыва, могли образовываться чрезвычайно массивные звезды, содержащие несколько сотен солнечных масс. Это потому, что у этих звезд практически не было углерода, азота или кислорода (только водород и гелий), веществ, которые катализируют реакции слияния водорода, увеличивая светимость звезды. Эти ранние звезды еще очень быстро слились с водородом и имели продолжительность жизни не более миллиона лет.