Eddington-luminositet
Eddington-gränsen, eller Eddington-luminositeten, utarbetades först av Arthur Eddington. Det är en naturlig gräns för stjärnors normala ljusstyrka. Balanstillståndet är en hydrostatisk jämvikt. När en stjärna överskrider Eddingtongränsen förlorar den massa med en mycket intensiv strålningsdriven stjärnvind från sina yttre lager.
I Eddingtons modeller betraktades stjärnan som en gassfär som hölls uppe mot gravitationen av ett inre termiskt tryck. Eddington visade att strålningstryck var nödvändigt för att förhindra att sfären kollapsade.
De flesta massiva stjärnor har en luminositet som ligger långt under Eddingtons luminositet, så deras vindar drivs främst av den mindre intensiva linjeabsorptionen. Eddington-gränsen förklarar den observerade luminositeten hos ackreterande svarta hål, t.ex. kvasarer.
Super-Eddington-luminositet
Eddington-gränsen förklarar den mycket höga massaförlust som observerades i η Carinaes utbrott 1840-1860. De regelbundna stjärnvindarna kan endast stå för en massaförlust på cirka 10−4 -10−3 solmassor per år. För att förstå η Carinaes utbrott behövs massförluster på upp till 0,5 solmassor per år. Detta kan göras med hjälp av de super-Eddington-strålningsdrivna vindarna med brett spektrum.
Gammastrålningsutbrott, novae och supernovor är exempel på system som under mycket korta perioder överskrider sin Eddingtonljusstyrka med en stor faktor, vilket resulterar i korta och mycket intensiva massaförluster. Vissa röntgenbinärer och aktiva galaxer kan under mycket långa perioder bibehålla en luminositet som ligger nära Eddingtongränsen. För källor som drivs av ackretion, t.ex. ackreterande neutronstjärnor eller kataklysmiska variabler (ackreterande vita dvärgar), kan gränsen verka för att minska eller avbryta ackretionsflödet. Super-Eddington-ackretion på svarta hål med stjärnmassa är en möjlig modell för ultraluminösa röntgenkällor (ULX).
När det gäller svarta hål med ackretion behöver all energi som frigörs av ackretionen inte visas som utgående luminositet, eftersom energi kan förloras genom händelsehorisonten, ner i hålet. Sådana källor kanske inte sparar energi.
Frågor och svar
Fråga: Vem var den första som tog reda på Eddingtongränsen?
S: Arthur Eddington tog först reda på Eddingtongränsen.
F: Vad är Eddingtongränsen?
S: Eddingtongränsen är en naturlig gräns för stjärnors normala luminositet.
F: Hur reagerar en stjärna när den överskrider Eddingtongränsen?
S: När en stjärna överskrider Eddingtongränsen förlorar den massa med en mycket intensiv strålningsdriven stjärnvind från sina yttre lager.
Fråga: Hur är det med balansen i en stjärna?
S: Balanstillståndet i en stjärna är en hydrostatisk jämvikt.
Fråga: Hur behandlade Eddington stjärnor i sina modeller?
Svar: Eddington behandlade i sina modeller en stjärna som en gassfär som hålls uppe mot gravitationen av ett inre termiskt tryck.
Fråga: Vad krävs för att förhindra att en stjärna kollapsar i Eddingtons modeller?
S: I Eddingtons modeller var strålningstrycket nödvändigt för att förhindra att sfären kollapsar.
Fråga: Förklarar Eddingtongränsen den observerade luminositeten hos ackreterande svarta hål?
Svar: Ja, Eddington-gränsen förklarar den observerade luminositeten hos ackreterande svarta hål, t.ex. kvasarer.
