Eddingtona robeža: definīcija un zvaigžņu maksimālais spožums

Eddingtona robeža: skaidrojums par zvaigžņu maksimālo spožumu, hidrostātisko līdzsvaru un starojuma izraisītu masas zudumu, kas ietekmē masīvo zvaigžņu un kvazāru spožumu.

Eddingtona robeža jeb Eddingtona spilgtums ir starojuma intensitātes augšējā robeža, kurā radiācijas spiediens gāzes ārējos slāņos pretbalansē gravitācijas pievilkšanu. Šo robežu pirmais konceptualizēja Artūrs Eddingtons. Ja objekta luminositāte pārsniedz šo robežu, radiācijas spēks var pārvarēt gravitāciju un izraisīt spēcīgu masu zudumu — intensīvus, starojuma virzītus zvaigžņu vējus.

Definīcija un vienādojums

Eddingtona spožums L_Edd iegūstams, līdzsvarojot gravitācijas spēku un radiācijas spiedienu elektronam ar krasta masu. To var izteikt kā:

L_Edd = 4π G M c / κ,

kur G ir gravitācijas konstante, M — objekta masa, c — gaismas ātrums, un κ — materiāla opacitāte (parasti dominē elektronu izkliedes opacitāte). Ja izmanto elektronspēju (Thomsona) šķērsgriezumu σ_T un protona masu m_p, formulai var rakstīt ekvivalentā formā L_Edd = 4π G M c m_p / σ_T. Praktiski bieži lieto saprotamu numerisku approximāciju:

L_Edd ≈ 1.3 × 10^38 (M / M_sun) erg s^-1,

kur M_sun ir Saules masa. Arī noderīgs rādītājs ir Eddingtona parametrs Γ = L / L_Edd; ja Γ ≥ 1, radiācijas spiediens kļūst pietiekami spēcīgs, lai pretoties gravitācijai.

Fizikālais skaidrojums

• Gravitācijas spēks pievelk materiālu pret zvaigznes vai melnā cauruma centru, bet starojums, šķērsojot plūstošo gāzi, rada pretēju radiācijas spiediena spēku.
• Radiācijas spiediens pamatā darbojas caur fotonu spiedienu uz elektroniem — ja tas ir pietiekami liels, tas var atbrīvot jonizētu gāzi no gravitācijas saites.
• Eddingtona robeža sākotnēji tika izstrādāta, modelējot zvaigzni kā gāzes lodi, kuru pret gravitāciju notur iekšējais termiskais spiediens un radiācija; Eddingtons parādīja radiācijas spiediena nozīmīgumu, lai nepieļautu sfērisku sabrukšanu.

Piemēri un sekas

• Daudzu masīvo zvaigžņu spožums ir zem Eddingtona robežas, tāpēc to vēji biežāk tiek vadīti ar spektrālajām līnijām (line-driven winds), nevis tīri elektronspiediena pārspēku.
• Objekti tuvu vai virs Eddingtona robežas var zaudēt masu ļoti ātri; piemērs ir spožas mainīgās zvaigznes (luminous blue variables), kā arī Eta Carinae, kas ir tuvu Eddingtona limitam.
• Eddingtona robeža arī izskaidro maksimālo spožumu akrējošiem objektiem, piemēram, melniem caurumiem un kvazāriem, — ja akrecijas disks rada spožumu virs L_Edd, tad spēcīgas izplūdes vai fotonu aizture ierobežo tālāku izaugsmi vai redzamo spožumu.

Accretējošas sistēmas un akrecijas robeža

Akrecijas luminositāte saistīta ar masu uzkrāšanas ātrumu Ṁ caur L = η Ṁ c^2, kur η ir enerģiskā efektivitāte. No šīs sakarības izrietošā kritiskā akrecijas likme (Eddingtona akrecijas ātrums) ir:

Ṁ_Edd = L_Edd / (η c^2).

Pie tipiskas efektivitātes η ≈ 0.1 sanāk Ṁ_Edd ≈ 2 × 10^-8 (M / M_sun) M_sun gadā. Šis ierobežojums nosaka, cik ātri melnais caurums var augt pie Eddingtona limitētas akrecijas — tipiska ekvinvalentā laika skala (Salpetera laiks) ir apmēram 4.5 × 10^7 gadu pie η = 0.1, tas apraksta eksponenciālās masas pieauguma ierobežojumu.

Ierobežojumi un izņēmumi

• Eddingtona robeža balstās uz pieņēmumu par opacitāti — ja iekšējā opacitāte ir lielāka (piem., spēcīgas līniju absorbcijas vai metālu opacitāte), kritiskais spožums var būt zemāks vai augstāks atkarībā no apstākļiem.
• Dažas sistēmas var šķist super-Eddingtonas: tas var notikt, ja emisija ir anizotropiska (fokuss prom no novērotāja), vai ja fotoni tiek „noķerti” un advectēti iekšā akrecijas plūsmā (slim/diska reģīmi), vai arī ja pastāv spēcīgas izplūdes un fotonu „nogurums” (photon tiring).
• Ultraluminous X-ray sources (ULX) un daži jauni kvazāri demonstrē iespējamu ilgstošu vai īslaicīgu super-Eddington izstarošanu, ko skaidro ar diskus-Radiācijas hidrodinamikas un magnētisku lauku ietekmi.

Novērojumu nozīme

Eddingtona robeža ir centrāla zvaigžņu evolūcijas, masīvo zvaigžņu vēju, akrecijas fizikas un supermasīvo melno caurumu izaugsmes izpratnē. Tā palīdz saprast, kāpēc ļoti spožas zvaigznes un aktīvie galaktiku kodoli demonstrē ierobežotu spožumu, kā arī kā masīvi objekti var zaudēt materiālu, mainīt spektru un attīstīties pārejas fāzēs.

Īss kopsavilkums: Eddingtona robeža — tas ir starojuma spēks pret gravitāciju līdzsvars; L > L_Edd noved pie radiācijas vadītiem masu zudumiem, bet robežas vērtība atkarīga no materiāla opacitātes un no akrecijas/apstākļu ģeometrijas.

Jautājumi un atbildes

Jautājums: Kas pirmais noteica Edingtona robežu?

J: Kas ir Eddingtona robeža?

J: Kā reaģē zvaigzne, kad tā pārsniedz Eddingtona robežu?

J: Kāds ir līdzsvara stāvoklis zvaigznes iekšienē?

J: Kā Eddingtons savos modeļos traktēja zvaigznes?

J: Kas Eddingtona modeļos ir nepieciešams, lai novērstu zvaigznes sabrukumu?

Vai Eddingtona robeža izskaidro novēroto akrēģējošo melno caurumu spožumu?

Meklēt pēc burta