Vad är Eddington -gränsen?

Eddington -gränsen, även kallad Eddington -ljusstyrka, är den punkt där ljusstyrkan släpps ut av en stjärna eller aktiv galax är så extrem att den börjar blåsa av de yttre skikten av objektet. Fysiskt sett är det den största ljusstyrkan som kan passera genom en gas i hydrostatisk jämvikt, vilket innebär att större ljusstyrka förstör jämvikten. Hydrostatisk jämvikt är kvaliteten som håller en stjärna runt och ungefär samma storlek över tid.

Eddington -gränsen är uppkallad efter den brittiska astrofisten Sir Arthur Stanley Eddington, en samtida av Einstein som var känd för att bekräfta den allmänna relativitetsteorin med hjälp av Eclipse -observationer. I en verklig stjärna nås troligen Eddington -gränsen cirka 120 solmassor, vid vilken tidpunkt en stjärna startar utkastet av sitt kuvert genom intensiv solvinden. Wolf-rayet-stjärnor är massiva stjärnor som visar Eddington-begränsningseffekter och matar ut 0,001% av sin massa genom solvind per år.

Kärnkraft REat i stjärnor är ofta mycket beroende av temperatur och tryck i kärnan. I mer massiva stjärnor är kärnan varmare och tätare, vilket orsakar en ökad reaktionshastighet. Dessa reaktioner ger riklig värme, och över Eddington -gränsen överskrider det utåtgående stråltrycket kraften i gravitationskontraktion. Det finns emellertid olika modeller för var Eddington -massgränsen är exakt, som skiljer sig med så mycket som en faktor på två. Vi är inte säkra på om den observerade stjärnmassgränsen på ~ 150 solmassor är en riktig gräns, eller så har vi bara inte hittat mer massiva stjärnor än.

Man tror att under de första åren av universum, cirka 300 miljoner år efter Big Bang, kunde extremt massiva stjärnor innehållande flera hundra solmassor bildas. Detta beror på att dessa stjärnor praktiskt taget inte hade något kol, kväve eller syre (bara väte och helium), ämnen som CATalyze väte-fusing reaktioner, ökar en stjärns ljusstyrka. Dessa tidiga stjärnor smälte fortfarande väte mycket snabbt och hade livslängder på högst en miljon år.