Межа Еддінгтона

Межа Еддінгтона — величина потужності електромагнітного випромінювання, що виходить із надр зірки, при якій його тиску достатньо для компенсації ваги оболонок зірки, які оточують зону термоядерних реакцій, тобто зірка знаходиться в стані рівноваги: не стискується і не розширюється. При перевищенні межі Еддінгтона зірка починає випускати сильний зоряний вітер.

Критична (Еддінгтонівска) світність — максимальна світність зірки або іншого небесного тіла, яка формулюється умовою рівноваги гравітаційних сил і тиску випромінювання об'єкта.

Обидві величини названі на честь англійського астрофізика Артура Стенлі Еддінгтона.

Критична світність в класичному (Еддінгтонівскому) наближенні

Критична світність визначається умовою рівноваги сили тяжіння $F_{g}$ і тиску випромінювання $F_{r}$.

При віддаленні $r$ від ізотропного джерела випромінювання і у випадку водневої плазми — найбільш типового випадку, оскільки водень становить більшу частину маси всесвіту — сила тяжіння $F_{g}$, що діє з боку випромінюючого тіла маси $M$ на протон:

$F_{g}={\frac {GMm_{p}}{r^{2}}}$, де $m_{p}$ — маса протона;

Потік випромінювання $I$ на цій відстані:

$I={\frac {L}{4\pi r^{2}}}$, де $L$ — світність джерела

Тоді сила $F_{r}$, діюча на електрон внаслідок Томсонівського випромінювання на електронах

$F_{r}={\frac {I\sigma _{T}}{c}}$, де $\sigma _{T}$ — Томсонівський переріз розсіяння фотону на електроні:

$\sigma _{T}=\left({\frac {8\pi }{3}}\right)\left({\frac {e^{2}}{m_{e}c^{2}}}\right)^{2}$

Таким чином, виходячи з умови рівноваги $F_{g}=F_{r}$ і з урахуванням того, що електростатична взаємодія значно сильніше гравітаційної, тобто протон — електронні пари можна вважати пов'язаними, критична світність

$L_{edd}={\frac {4\pi GMm_{p}c}{\sigma _{T}}}$

або, якщо виразити масу об'єкта в масах Сонця $M_{sol}$,

$L_{edd}=10^{38}{\frac {M}{M_{sol}}}$ ерг/с, тобто критична світність залежить тільки від маси об'єкта і механізмів взаємодії випромінювання з речовиною.

Відхилення від критичної світності і надкритична аккреція

Фактично умова рівноваги сили тяжіння $F_{g}$ і тиску випромінювання $F_{r}$ є умовою можливості акреції речовини на випромінюючий об'єкт.

Однак у разі істотної неізотропності акреції, наприклад, у випадку акреційних дисків таких компактних об'єктів, як чорні діри і нейтронні зірки, можливі ситуації, коли джерелом енергії є гравітаційна енергія акрецюючої речовини і темпи акреції настільки високі, що світність перевищує критичну. Для таких об'єктів характерно інтенсивне витікання речовини з акреційного диску, викликане тиском випромінювання, найбільш відомим з таких об'єктів є SS 433.

Сучасні дослідження

В жовтні 2022 року, астрономи NASA були дуже здивовані рентгенівським пульсаром в галактиці галактиці Сигара (M82) M82 X-2, який відноситься до тих, що вчені називають надсвітловим джерелом рентгенівського випромінювання (англ. Ultraluminous X-ray sources, ULX), та який сяє приблизно в 10 мільйонів разів яскравіше, ніж Сонце. Вченим вдалося спостерігати таємничий небесний об'єкт, настільки яскравий, що, згідно з фізикою, він мав був вибухнути. NASA відстежує так звані ультраяскраві джерела рентгенівського випромінювання (ULX), неможливі об'єкти, які можуть бути в 10 мільйонів разів яскравішими за Сонце, щоб зрозуміти, як вони працюють. Теоретично ці об'єкти неможливі, оскільки вони порушують межу Еддінгтона. Нове дослідження вчених з даного питання було опубліковане в The Astrophysical Journal.

Джерела

• Oxford Physics: Part C Major Option Astrophysics, High-Energy Astrophysics by Garret Cotter [Архівовано 15 липня 2014 у Wayback Machine.]

Література

• Эддингтон А. С. Звёзды и атомы — 1928. — С. 152