Eddingtonova rovnica
Eddingtonovu hranicu alebo Eddingtonovu svietivosť prvýkrát stanovil Arthur Eddington. Je to prirodzená hranica normálnej svietivosti hviezd. Stav rovnováhy je hydrostatická rovnováha. Keď hviezda prekročí Eddingtonovu hranicu, stráca hmotu veľmi intenzívnym hviezdnym vetrom poháňaným žiarením z jej vonkajších vrstiev.
Eddingtonove modely považovali hviezdu za guľu plynu, ktorú proti gravitácii drží vnútorný tepelný tlak. Eddington ukázal, že na zabránenie kolapsu gule je potrebný tlak žiarenia.
Väčšina masívnych hviezd má svietivosť hlboko pod Eddingtonovou svietivosťou, takže ich vietor je väčšinou poháňaný menej intenzívnou absorpciou čiar. Eddingtonova hranica vysvetľuje pozorovanú svietivosť akrečných čiernych dier, ako sú napríklad kvazary.
Super-Eddingtonova svietivosť
Eddingtonova hranica vysvetľuje veľmi vysoké straty hmoty pozorované pri výbuchoch η Carinae v rokoch 1840-1860. Pravidelné hviezdne vetry môžu vydržať len pri rýchlosti straty hmoty približne 10−4 -10−3 slnečných hmotností za rok. Na pochopenie výbuchov η Carinae je potrebná rýchlosť straty hmoty až 0,5 slnečnej hmotnosti za rok. To sa dá dosiahnuť pomocou super-Eddingtonových vetrov poháňaných širokým spektrom žiarenia.
Záblesky gama žiarenia, novy a supernovy sú príkladmi systémov, ktoré prekračujú Eddingtonovu svietivosť veľkým faktorom počas veľmi krátkeho času, čo vedie ku krátkej a veľmi intenzívnej strate hmoty. Niektoré röntgenové dvojhviezdy a aktívne galaxie sú schopné udržať si svietivosť blízku Eddingtonovej hranici po veľmi dlhý čas. V prípade zdrojov poháňaných akréciou, ako sú akrečné neutrónové hviezdy alebo kataklizmatické premenné (akrečné biele trpaslíky), môže limit pôsobiť na zníženie alebo prerušenie akrečného toku. Super-Eddingtonova akrécia na čierne diery s hviezdnou hmotnosťou je jedným z možných modelov pre ultrasvietivé röntgenové zdroje (ULX).
V prípade akrečných čiernych dier sa všetka energia uvoľnená pri akrécii nemusí prejaviť ako vychádzajúca svietivosť, pretože energia sa môže stratiť cez horizont udalostí, smerom dolu dierou. V skutočnosti takéto zdroje nemusia uchovávať energiu.
Otázky a odpovede
Otázka: Kto ako prvý prišiel na Eddingtonovu hranicu?
Odpoveď: Arthur Eddington ako prvý určil Eddingtonovu hranicu.
Otázka: Čo je Eddingtonova hranica?
Odpoveď: Eddingtonova hranica je prirodzená hranica normálnej svietivosti hviezd.
Otázka: Ako reaguje hviezda, keď prekročí Eddingtonovu medzu?
Odpoveď: Keď hviezda prekročí Eddingtonovu hranicu, stráca hmotu veľmi intenzívnym hviezdnym vetrom poháňaným žiarením z jej vonkajších vrstiev.
Otázka: Aký je stav rovnováhy vo vnútri hviezdy?
Odpoveď: Stav rovnováhy vo vnútri hviezdy je hydrostatická rovnováha.
Otázka: Ako Eddington vo svojich modeloch zaobchádzal s hviezdami?
Odpoveď: Eddington vo svojich modeloch považoval hviezdu za guľu plynu, ktorú proti gravitácii drží vnútorný tepelný tlak.
Otázka: Čo je potrebné na to, aby sa hviezda v Eddingtonových modeloch nezrútila?
Odpoveď: V Eddingtonových modeloch bol na zabránenie kolapsu gule potrebný tlak žiarenia.
Otázka: Vysvetľuje Eddingtonova hranica pozorovanú svietivosť akreujúcich čiernych dier?
Odpoveď: Áno, Eddingtonova hranica vysvetľuje pozorovanú svietivosť akrečných čiernych dier, ako sú kvazary.
