Граница на Едингтън
Границата на Едингтън или светимостта на Едингтън е разработена за първи път от Артър Едингтън. Това е естествена граница на нормалната светимост на звездите. Състоянието на равновесие е хидростатично равновесие. Когато звездата надхвърли границата на Едингтън, тя губи маса с много интензивен звезден вятър, задвижван от радиация от външните ѝ слоеве.
Моделите на Едингтън разглеждат звездата като сфера от газ, поддържана от гравитацията чрез вътрешно топлинно налягане. Едингтън показва, че радиационното налягане е необходимо, за да се предотврати колапсът на сферата.
Повечето масивни звезди имат светимост далеч под светимостта на Едингтън, така че ветровете им се задвижват предимно от по-малко интензивното поглъщане на линиите. Границата на Едингтон обяснява наблюдаваната светимост на акретиращи черни дупки, като квазарите.
Свръхсветлина на Едингтън
Границата на Едингтън обяснява много високите темпове на загуба на маса, наблюдавани при избухванията на η Carinae през 1840-1860 г. Обикновените звездни ветрове могат да издържат само на загуба на маса от около 10−4 -10−3 слънчеви маси годишно. За да се разберат избухванията на η Carinae, са необходими скорости на загуба на маса до 0,5 слънчеви маси годишно. Това може да се направи с помощта на ветровете, задвижвани от радиация свръх Едингтън в широк спектър.
Избухванията на гама-лъчи, свръхновите и свръхновите са примери за системи, които надвишават яркостта си по Едингтон с голям коефициент за много кратко време, което води до кратки и много интензивни загуби на маса. Някои рентгенови двойни звезди и активни галактики са в състояние да поддържат яркост, близка до границата на Едингтон, за много дълъг период от време. За източници, задвижвани от акреция, като акретиращи неутронни звезди или катаклизмични променливи (акретиращи бели джуджета), границата може да действа така, че да намали или прекъсне акреционния поток. Акрецията на супер Едингтън върху черни дупки със звездна маса е един от възможните модели за ултрасветли рентгенови източници (ULX).
При акретиращи черни дупки не е задължително цялата енергия, освободена при акрецията, да се прояви като изходяща светимост, тъй като енергията може да се загуби през хоризонта на събитията, надолу по дупката. На практика такива източници може да не съхраняват енергия.
Въпроси и отговори
Въпрос: Кой пръв изчисли границата на Едингтън?
О: Артър Едингтън пръв е открил границата на Едингтън.
В: Какво представлява границата на Едингтън?
О: Границата на Едингтон е естествена граница на нормалната светимост на звездите.
Въпрос: Как реагира една звезда, когато превиши границата на Едингтон?
О: Когато звездата превиши границата на Едингтон, тя губи маса с много интензивен звезден вятър, задвижван от радиация, от външните си слоеве.
В: Какво е състоянието на равновесие в една звезда?
О: Състоянието на равновесие в звездата е хидростатично равновесие.
В: Как Едингтън е разглеждал звездите в своите модели?
О: В своите модели Едингтън разглежда звездата като сфера от газ, поддържана срещу гравитацията от вътрешно топлинно налягане.
В: Какво е необходимо, за да се предотврати колапсът на звездата в моделите на Едингтън?
О: В моделите на Едингтън радиационното налягане е необходимо, за да се предотврати колапсът на сферата.
Въпрос: Обяснява ли границата на Едингтън наблюдаваната светимост на акретиращи черни дупки?
О: Да, границата на Едингтън обяснява наблюдаваната светимост на акретиращи черни дупки, като квазарите.
