Что Eddington - Предел?
Предел Eddington, также названный яркостью Eddington, является пунктом, в котором яркость, испускаемая звездообразной или активной галактикой, является настолько чрезвычайной, что это начинает продувку наружные слои объекта. Физически разговор, это - самая большая яркость, которая может пройти через газ в гидростатическом равновесии, означая, что большие яркости разрушают равновесие. Гидростатическое равновесие - качество, которое держит звезду вокруг и приблизительно тот же самый размер в течение долгого времени.
предел Eddington назван после британского astrophyicist сэра Артура Стэнли Эддингтона, современника Эйнштейна, который был известен подтверждением общей теории относительности, используя наблюдения затмения. В фактической звезде предел Eddington, вероятно, достигнут приблизительно 120 солнечных масс, в котором пункте звезда начинает извлекать свое снимающееся защитное покрытие через интенсивный солнечный ветер. Звезды волка-Rayet - массивный показ звезд эффекты предела Eddington, извлекая.001 % их массы через солнечный ветер ежегодно.
Ядерные реакции в звездах часто очень зависят от температуры и давления в ядре. В более массивных звездах ядро более горячо и более плотно, вызывая увеличенный темп реакций. Эти реакции производят обильную высокую температуру, и выше предела Eddington, за пределы лучистое давление превышает силу гравитационного сокращения. Однако, есть различные модели для того, где предел массы Eddington точно, отличаясь столько, сколько фактор два. Мы не уверены, является ли наблюдаемый звездный массовый предел ~150 солнечных масс истинным пределом, или мы только еще не нашли более массивные звезды.
Считается, что в первые годы вселенной, спустя приблизительно 300 миллионов лет после Большого взрыва, чрезвычайно массивные звезды, содержащие несколько сотен солнечных масс, смогли формироваться. Это - то, потому что у этих звезд не было фактически никакого углерода, азота, или кислорода (только водород и гелий), вещества, которые катализируют плавящие водород реакции, увеличивая яркость звезды. Эти ранние звезды все еще плавили водород очень быстро, и имели сроки службы не больше, чем миллиона лет.