Eddington aydınlatma gücü, bir cismin (yıldız gibi), dışa
doğru hareket eden radyasyon kuvveti ile içe doğru hareket eden yerçekimi
kuvveti arasında bir denge olduğunda, elde edebileceği maksimum luminositedir. Denge
haline hidrostatik denge denir.
Bir yıldız Eddington aydınlatma gücünü aştığında, dış
katmanlarından çok şiddetli radyasyon-odaklı bir stellar rüzgarı başlatacaktır.
Büyük kütleli yıldızların çoğu, Eddington aydınlatma gücünün çok altında değerlere
sahip olduğundan, rüzgarları çoğunlukla daha az şiddetli hat-absorpsiyonuyla
yönlendirilir.
Başlangıçta, Sör Arthur Eddington bu sınırı hesaplarken sadece
elektron saçılımını hesaba katmıştır (klasik Eddington sınırı). Günümüzde, modifiye
Eddington sınırı, radyasyon etkileşimleri de dikkate alıyor.
Eddington sınırı, bir stellar objenin luminositesi için
kesin bir sınır değildir. Sınır, potansiyel olarak önemli birkaç faktörü
dikkate almamaktadır; örneğin, tahmin edilen yüksek kütle kaybı oranına sahip
görünmeyen süper Eddington nesneleri gözlemlenmiştir. Bir yıldızın maksimum luminositesini
etkileyebilecek diğer bazı faktörler vardır:
·
Porözite: Porözite, geniş spektrumlu radyasyon
tarafından yönlendirilen sabit rüzgarlarla ilgili bir sorun yaratır; buna, hem
radyatif akı hem de yerçekimi ivmesi yolaçar.
·
Türbülans: Olası bir istikrarsızlaştırıcı faktör
de, konveksiyon bölgelerindeki enerji, süpersonik türbülans alanı
oluşturduğunda ortaya çıkan türbülanslı basınç olabilir. Ancak türbülansın
önemi henüz tartışılıyor.
·
Foton kabarcıkları: Bazı kararlı süper Eddington
objelerini açıklayabilecek bir başka faktör de foton kabarcığı etkisidir.
Radyasyonun baskın olduğu atmosferlerde, radyasyon basıncı gaz basıncını
aştığında foton kabarcıkları kendiliğinden gelişecektir.
Eddington sınırı, kuasarlar gibi büyüyen kara deliklerin
gözlenen luminositesini açıklamak için kullanılır.
https://en.wikipedia.org/wiki/Eddington_luminosity
23 Ağustos 2020
GERİ
(yıldız)
GERİ
(stellar yapı)
