Vad är Eddington-gränsen?

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

Eddington-gränsen är uppkallad efter den brittiska astroficisten Sir Arthur Stanley Eddington, en samtida av Einstein som var känd för att bekräfta den allmänna relativitetsteorin med eklipsobservationer. I en verklig stjärna når Eddington-gränsen troligen cirka 120 solmassor, vid vilken punkt en stjärna börjar mata ut sitt kuvert genom intensiv solvind. Wolf-Rayet-stjärnor är massiva stjärnor som visar Eddington-begränsningseffekter och matar ut 0,001% av deras massa genom solvind per år.

Kärnreaktioner 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 producerar riklig värme, och över Eddington-gränsen överstiger strålningstrycket utåt kraften i gravitationskontraktion. Men det finns olika modeller för var Eddington-massgränsen är exakt, som skiljer sig åt så mycket som en faktor av två. Vi är inte säkra på om den observerade stjärnmassegränsen på ~ 150 solmassor är en riktig gräns, eller om vi bara inte har hittat mer massiva stjärnor ännu.

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 kol, kväve eller syre (bara väte och helium), ämnen som katalyserar vätgas-smältande reaktioner, vilket ökar en stjärns ljusstyrka. Dessa tidiga stjärnor smälte fortfarande väte mycket snabbt och hade livslängder på högst en miljon år.