Eddingtono riba (šviesumas): apibrėžimas ir reikšmė žvaigždžių evoliucijai
Sužinokite, kas yra Eddingtono riba (šviesumas) ir kaip ji veikia žvaigždžių masės netekimą, vėjus bei evoliuciją — aiškus apibrėžimas ir reikšmė.
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.
Apibrėžimas ir pagrindinė formulė
Eddingtono šviesumas (L_Edd) – tai ta šviesumo riba, kai iš vidaus kylantis radiacinis (spinduliavimo) slėgis neutralizuoja traukos jėgą. Paprastai ji gaunama lygiinant radiacinę pagreitį ir gravitacinį pagreitį. Bendroji izoliutinė išraiška:
L_Edd = 4π G M c / κ,
čia G – gravitacijos konstanta, M – objekto masė, c – šviesos greitis, o κ – vidutinė opačtumo (absorbavimo/atspindžio) koeficiento masos atžvilgiu. Dažniausiai žvaigždžių ir akrecijos diskų atveju dominuoja elektronų (Tomsono) sklaida, kai κ ≈ 0,34 cm²/g (visiškai jonizuotai vandenilio terpė), todėl praktinė formulė dažnai pateikiama kaip:
L_Edd ≈ 1.26 × 10^38 (M / M_⊙) erg s^−1,
kur M_⊙ – Saulės masė.
Eddingtono faktorius ir dėsniai
Dažnai vartojamas bematinis Eddingtono faktorius Γ = L / L_Edd. Kai Γ artėja prie 1, radiacinė jėga pradeda reikšmingai konkuruoti su gravitacija. Jei Γ > 1, idealizuotame sferiniame modelyje išorinės medžiagos sluoksniai teoriškai tampa nestabilūs ir gali būti išblaškyti spinduliavimo jėga, sukeldami stiprias masės netekimo bangas.
Poveikis žvaigždžių evoliucijai
- Masės ribojimas. Eddingtono ribos poveikis yra vienas iš veiksnių, ribojančių maksimalų žvaigždžių masės dydį. Labai masyvios žvaigždės su dideliu L turi stiprius vėjus ir gali prarasti daug masės per trumpą laiką.
- Vėjai ir instabilumai. Kai Γ artėja prie vieneto, apvalkalo struktūra gali išsipūsti, padidėja linijomis varomų ir continuum varomų vėjų intensyvumas, kyla pulsacijos ir erupcijos (pvz., ryškūs Luminous Blue Variable – LBV – epizodai, kaip Eta Carinae).
- Žvaigždžių evoliucijos keliai. Ilgalaikis artėjimas prie Eddingtono ribos keičia cheminį paviršiaus sudėtį (atidengdami vidinius sluoksnius), o tai veikia vėlesnes evoliucines stadijas ir supernovų tipą.
Eddingtono riba akrecijos sistemose ir kvazaruose
Akrecijos atvejais (pvz., juodosios skylės ir kvazarai) Eddingtono riba nulemia maksimalų šviesumą, kurį gali pasiekti objekto akrecijos procesas. Dažnai naudojamas ir Eddingtono akrecijos srautas Ṁ_Edd = L_Edd / (η c²), kur η yra akrecijos efektyvumas (pvz., ~0,1). Iš to gaunamas augimo laikas (e‑folding) supermasyvioms juodosioms skylėms:
t_Edd ≈ 4.5 × 10^7 yr (η / 0.1).
Tai paaiškina, kodėl kvazarai, stebimi ankstyvoje Visatos stadijoje, turi labai spartų juodųjų skylių augimą — jie dažnai šviečia arti Eddingtono ribos.
Išimtys ir super‑Eddington reiškiniai
- Asimetrija ir bimuotumas. Sferiniam modeliui taikant apribojimus, akrecijos diskai gali spinduliuoti anisotropiškai (beaming), todėl tam tikrose kryptyse stebimas efektyvus šviesumas gali viršyti L_Edd, nors vietinė sfera nėra nestabili.
- Photon trapping / „slim“ diskai. Labai dideli akrecijos srautai sukelia fotonų surišimą ir vidinį „prilimpą“ radiacinį lauką — taip galima pasiekti super‑Eddington akreciją be tūrinės išmetimo katastrofos.
- Line‑driven vs continuum‑driven vėjai. Žvaigždėms linijomis varomi vėjai (CAK teorija) dažnai dominuoja, o continuum‑varomi vėjai tampa svarbūs artėjant prie Eddingtono ribos.
Observacinės pasekmės
- Stebimi masyvių žvaigždžių ir kvazarų šviesumai dažnai išreiškiami per Eddingtono faktorių Γ, kuris padeda interpretuoti vėjus, erupcijas ir spektrines savybes.
- Ultraliuminous X‑ray sources (ULX) ir kai kurie transientai interpretuojami kaip super‑Eddington akrecijos pavyzdžiai arba kaip švytintys dėl geometrijinio bimuotumo šaltiniai.
Santrauka
Eddingtono riba yra esminis konceptas astrofizikoje, jungiantis radiacijos mechaniką ir gravitaciją. Ji nulemia, kiek šviesus gali būti objektas prieš prasidedant stipriam masės netekimui ar kitokiems nestabiliems reiškiniams. Nors formulė yra paprasta, realios sistemos (diskai, asimetrijos, vietinė opačtumo priklausomybė) gali reikšti, kad pereinamieji ir super‑Eddington režimai elgiasi sudėtingai — todėl tiek teorija, tiek stebėjimai aktyviai tyrinėja šiuos efektus.
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.
Ieškoti