Eddingtona robežu
Eddingtona robežu jeb Eddingtona spilgtumu pirmais noteica Artūrs Eddingtons. Tā ir dabiska zvaigžņu normālā spožuma robeža. Līdzsvara stāvoklis ir hidrostatiskais līdzsvars. Kad zvaigzne pārsniedz Eddingtona robežu, tā zaudē masu ar ļoti intensīvu starojuma virzītu zvaigžņu vēju no tās ārējiem slāņiem.
Eddingtona modeļos zvaigzne tika uzskatīta par gāzes lodi, kuru pret gravitāciju notur iekšējais termiskais spiediens. Eddingtons parādīja, ka radiācijas spiediens ir nepieciešams, lai novērstu sfēras sabrukšanu.
Lielākās daļas masīvo zvaigžņu spožums ir daudz zemāks par Eddingtona spožumu, tāpēc to vējus galvenokārt virza mazāk intensīva līniju absorbcija. Eddingtona robeža izskaidro novēroto akreto melno caurumu, piemēram, kvazāru, spožumu.
Super-Eddingtona spožums
Eddingtona robeža izskaidro ļoti lielos masas zudumus, kas novēroti η Carinae izvirdumos 1840-1860. gadā. Regulārie zvaigžņu vēji var izturēt tikai aptuveni 10−4 -10−3 Saules masas zudumu gadā. Lai izprastu η Carinae izvirdumus, ir vajadzīgi masas zudumi līdz 0,5 Saules masām gadā. To var izdarīt, izmantojot super-Eddingtona plaša spektra starojuma izraisītos vēja efektus.
Gamma staru uzliesmojumi, jaunatklāsmes un supernovas ir piemēri sistēmām, kas ļoti īsu laiku ievērojami pārsniedz savu Eddingtona spožumu, kā rezultātā notiek īsi un ļoti intensīvi masas zudumi. Dažas rentgenstaru dvīņu zvaigznītes un aktīvās galaktikas spēj ļoti ilgu laiku saglabāt spožumu tuvu Eddingtona robežai. Akrecijas darbinātiem avotiem, piemēram, akrecionējošām neitronu zvaigznēm vai kataklizmiskajiem mainīgajiem (akrecionējošiem baltajiem rūķīšiem), robeža var samazināt vai pārtraukt akrecijas plūsmu. Viens no iespējamiem ultravioleto rentgena staru avotu (ULX) modeļiem ir super-Eddingtona akrēcija uz zvaigžņu masas melnajiem caurumiem.
Akreējošiem melnajiem caurumiem visa akrēcijas rezultātā atbrīvotā enerģija nav jāparādās kā izplūstošais spožums, jo enerģiju var pazaudēt caur notikumu horizontu, caur caurumu. Faktiski šādi avoti var nesaglabāt enerģiju.
Jautājumi un atbildes
Jautājums: Kas pirmais noteica Edingtona robežu?
A: Artūrs Eddingtons pirmais noteica Eddingtona robežu.
J: Kas ir Eddingtona robeža?
A: Eddingtona robeža ir dabiska zvaigžņu normālā spožuma robeža.
J: Kā reaģē zvaigzne, kad tā pārsniedz Eddingtona robežu?
A: Kad zvaigzne pārsniedz Eddingtona robežu, tā zaudē masu ar ļoti intensīvu starojuma virzītu zvaigžņu vēju no tās ārējiem slāņiem.
J: Kāds ir līdzsvara stāvoklis zvaigznes iekšienē?
A: Līdzsvars zvaigznē ir hidrostatiskais līdzsvars.
J: Kā Eddingtons savos modeļos traktēja zvaigznes?
A: Savos modeļos Eddingtons zvaigzni uzskatīja par gāzes lodi, ko pret gravitāciju notur iekšējais siltuma spiediens.
J: Kas Eddingtona modeļos ir nepieciešams, lai novērstu zvaigznes sabrukumu?
A.: Eddingtona modeļos, lai novērstu sfēras sabrukumu, bija nepieciešams radiācijas spiediens.
Vai Eddingtona robeža izskaidro novēroto akrēģējošo melno caurumu spožumu?
A: Jā, Eddingtona robeža izskaidro novēroto akreto melno caurumu, piemēram, kvazāru, spožumu.
