Межа Едінгтона

Межа Еддінгтона — величина потужності електромагнітного випромінювання, що виходить із надр зірки, при якій його тиску достатньо для компенсації ваги оболонок зірки, які оточують зону термоядерних реакцій, тобто зірка знаходиться в стані рівноваги: не стискується і не розширюється. При перевищенні межі Еддінгтона зірка починає випускати сильний зоряний вітер.

Критична (Еддінгтонівска) світність — максимальна світність зірки або іншого небесного тіла, яка формулюється умовою рівноваги гравітаційних сил і тиску випромінювання об'єкта.

Обидві величини названі на честь англійського астрофізика Артура Стенлі Еддінгтона.

Критична світність в класичному (Еддінгтонівскому) наближенні

Критична світність визначається умовою рівноваги сили тяжіння ${\displaystyle F_{g}}$ і тиску випромінювання ${\displaystyle F_{r}}$.

При віддаленні ${\displaystyle r}$ від ізотропного джерела випромінювання і у випадку водневої плазми — найбільш типового випадку, оскільки водень становить більшу частину маси всесвіту — сила тяжіння ${\displaystyle F_{g}}$, що діє з боку випромінюючого тіла маси ${\displaystyle M}$ на протон:

${\displaystyle F_{g}={\frac {GMm_{p}}{r^{2}}}}$, де ${\displaystyle m_{p}}$ — маса протона;

Потік випромінювання ${\displaystyle I}$ на цій відстані:

${\displaystyle I={\frac {L}{4\pi r^{2}}}}$, де ${\displaystyle L}$ — світність джерела

Тоді сила ${\displaystyle F_{r}}$, діюча на електрон внаслідок Томсонівського випромінювання на електронах

${\displaystyle F_{r}={\frac {I\sigma _{T}}{c}}}$, де ${\displaystyle \sigma _{T}}$ — Томсонівський переріз розсіяння фотону на електроні:

${\displaystyle \sigma _{T}=\left({\frac {8\pi }{3}}\right)\left({\frac {e^{2}}{m_{e}c^{2}}}\right)^{2}}$

Таким чином, виходячи з умови рівноваги ${\displaystyle F_{g}=F_{r}}$ і з урахуванням того, що електростатична взаємодія значно сильніше гравітаційної, тобто протон — електронні пари можна вважати пов'язаними, критична світність

${\displaystyle L_{edd}={\frac {4\pi GMm_{p}c}{\sigma _{T}}}}$

або, якщо виразити масу об'єкта в масах Сонця ${\displaystyle M_{sol}}$,

${\displaystyle L_{edd}=10^{38}{\frac {M}{M_{sol}}}}$ ерг/с, тобто критична світність залежить тільки від маси об'єкта і механізмів взаємодії випромінювання з речовиною.

Відхилення від критичної світності і надкритична аккреція

Фактично умова рівноваги сили тяжіння ${\displaystyle F_{g}}$ і тиску випромінювання ${\displaystyle F_{r}}$ є умовою можливості акреції речовини на випромінюючий об'єкт.

Однак у разі істотної неізотропності акреції, наприклад, у випадку акреційних дисків таких компактних об'єктів, як чорні діри і нейтронні зірки, можливі ситуації, коли джерелом енергії є гравітаційна енергія акрецюючої речовини і темпи акреції настільки високі, що світність перевищує критичну. Для таких об'єктів характерно інтенсивне витікання речовини з акреційного диску, викликане тиском випромінювання, найбільш відомим з таких об'єктів є SS 433.

Сучасні дослідження

В жовтні 2022 року, астрономи NASA були дуже здивовані рентгенівським пульсаром в галактиці галактиці Сигара (M82) M82 X-2, який відноситься до тих, що вчені називають надсвітловим джерелом рентгенівського випромінювання (англ. Ultraluminous X-ray sources, ULX), та який сяє приблизно в 10 мільйонів разів яскравіше, ніж Сонце. Вченим вдалося спостерігати таємничий небесний об'єкт, настільки яскравий, що, згідно з фізикою, він мав був вибухнути. NASA відстежує так звані ультраяскраві джерела рентгенівського випромінювання (ULX), неможливі об'єкти, які можуть бути в 10 мільйонів разів яскравішими за Сонце, щоб зрозуміти, як вони працюють. Теоретично ці об'єкти неможливі, оскільки вони порушують межу Еддінгтона. Нове дослідження вчених з даного питання було опубліковане в The Astrophysical Journal.

Джерела

• Oxford Physics: Part C Major Option Astrophysics, High-Energy Astrophysics by Garret Cotter [ 15 липня 2014 у Wayback Machine.]

1. Orbital Decay in M82 X-2
2. У космосі знайдено таємничий обєкт, який у 10 мільйонів разів яскравіший за Сонце. 12.05.2023, 00:30

Література

• Эддингтон А. С. Звёзды и атомы — 1928. — С. 152