Eddingtono ribą
Eddingtono ribą, arba Eddingtono šviesumą, pirmasis nustatė Arthuras Eddingtonas. Tai natūrali įprastinio žvaigždžių šviesumo riba. Pusiausvyros būsena yra hidrostatinė pusiausvyra. Kai žvaigždė viršija Eddingtono ribą, ji netenka masės, o jos išoriniai sluoksniai labai intensyviai spinduliuoja žvaigždės vėją.
Eddingtono modeliuose žvaigždė buvo traktuojama kaip dujų sfera, kurią prieš gravitaciją laiko vidinis šiluminis slėgis. Eddingtonas įrodė, kad spinduliavimo slėgis būtinas, kad sfera nesugriūtų.
Daugumos masyvių žvaigždžių šviesis yra gerokai mažesnis už Eddingtono šviesį, todėl jų vėjus dažniausiai lemia ne tokia intensyvi linijinė absorbcija. Eddingtono riba paaiškina stebimą akrecinių juodųjų skylių, tokių kaip kvazarai, švytėjimą.
Super-Eddingtono šviesis
Eddingtono riba paaiškina labai didelius masės nuostolius, pastebėtus per η Carinae žybsnius 1840-1860 m. Reguliarūs žvaigždžių vėjai gali atlaikyti tik maždaug 10−4 -10−3 Saulės masių masės praradimo per metus greitį. Norint suprasti η Carinae išsiveržimus, reikia iki 0,5 Saulės masės per metus masės nuostolių greičio. Tai galima padaryti pasitelkus super-Eddingtono plataus spektro spinduliuotės varomus vėjus.
Gama spindulių žybsniai, novos ir supernovos - tai pavyzdžiai sistemų, kurios labai trumpai viršija savo Eddingtono šviesumą, todėl trumpai ir labai intensyviai netenka masės. Kai kurios rentgeno spindulių dvinarės ir aktyviosios galaktikos gali labai ilgai išlaikyti Eddingtono ribai artimą švytėjimą. Akrecijos varomų šaltinių, pavyzdžiui, akreuojančių neutroninių žvaigždžių arba kataklizminių kintamųjų (akreuojančių baltųjų nykštukių), atveju riba gali sumažinti arba nutraukti akrecijos srautą. Vienas iš galimų ultralengvųjų rentgeno spindulių šaltinių (ULX) modelių yra super-Edingtono akrecija į žvaigždžių masės juodąsias skyles.
Jei tai yra akrecinės juodosios skylės, visa akrecijos metu išsiskirianti energija nebūtinai turi pasireikšti kaip išeinantis švytėjimas, nes energija gali būti prarandama per įvykių horizontą, t. y. į skylę. Iš tikrųjų tokie šaltiniai gali nesaugoti energijos.
Klausimai ir atsakymai
Klausimas: Kas pirmasis nustatė Edingtono ribą?
A: Artūras Edingtonas pirmasis nustatė Edingtono ribą.
K: Kas yra Eddingtono riba?
A: Eddingtono riba yra natūrali įprastinio žvaigždžių šviesumo riba.
K: Kaip reaguoja žvaigždė, kai viršija Eddingtono ribą?
A: Kai žvaigždė viršija Eddingtono ribą, ji netenka masės, o jos išoriniai sluoksniai pasklinda labai intensyviu radiacijos varomu žvaigždžių vėju.
K: Kokia yra pusiausvyros būklė žvaigždėje?
A: Žvaigždės pusiausvyra yra hidrostatinė pusiausvyra.
K: Kaip Edingtonas traktavo žvaigždes savo modeliuose?
A. Eddingtonas savo modeliuose žvaigždę traktavo kaip dujų rutulį, kurį prieš gravitaciją laiko vidinis šiluminis slėgis.
K: Kas Eddingtono modeliuose būtina, kad žvaigždė nesugriūtų?
A.: Eddingtono modeliuose spinduliavimo slėgis buvo būtinas, kad sfera nesugriūtų.
Klausimas: Ar Eddingtono riba paaiškina stebimą akreuojančių juodųjų skylių šviesumą?
A.: Taip, Eddingtono riba paaiškina stebimą akretuojančių juodųjų skylių, tokių kaip kvazarai, šviesumą.
