Eddingtonlichtkracht
De Eddington-limiet of Eddington-luminositeit werd voor het eerst uitgewerkt door Arthur Eddington. Het is een natuurlijke limiet voor de normale lichtkracht van sterren. De evenwichtstoestand is een hydrostatisch evenwicht. Wanneer een ster de Eddington-limiet overschrijdt, verliest hij massa met een zeer intense, door straling aangedreven sterrenwind vanuit zijn buitenlagen.
De modellen van Eddington beschouwden een ster als een gasbol die door interne thermische druk tegen de zwaartekracht werd opgehouden. Eddington toonde aan dat stralingsdruk noodzakelijk was om instorting van de bol te voorkomen.
De meeste zware sterren hebben een helderheid die veel lager is dan de Eddington-luminositeit, zodat hun winden vooral door de minder intense lijnabsorptie worden aangedreven. De Eddington-limiet verklaart de waargenomen lichtkracht van accreterende zwarte gaten, zoals quasars.
Super-Eddington helderheden
De Eddington-limiet verklaart het zeer grote massaverlies tijdens de uitbarstingen van η Carinae in 1840-1860. De regelmatige stellaire winden kunnen slechts een massaverlies van ongeveer 10-4-10-3 zonsmassa's per jaar aan. Massaverliespercentages tot 0,5 zonsmassa's per jaar zijn nodig om de uitbarstingen van η Carinae te begrijpen. Dit kan worden gedaan met behulp van de super-Eddington winden die door breed spectrum straling worden aangedreven.
Gammastraaluitbarstingen, novae en supernovae zijn voorbeelden van systemen die gedurende zeer korte tijd hun Eddington-luminositeit met een grote factor overschrijden, hetgeen resulteert in korte en zeer intensieve massaverliezen. Sommige röntgenbinaries en actieve melkwegstelsels zijn in staat om gedurende zeer lange perioden helderheden te handhaven die dicht bij de Eddington-limiet liggen. Voor bronnen die door accretie worden aangedreven, zoals accreterende neutronensterren of cataclysmische variabelen (accreterende witte dwergen), kan de limiet de accretiestroom verminderen of afsnijden. Super-Eddington-accretie op zwarte gaten met een stellaire massa is een mogelijk model voor ultralichte röntgenbronnen (ULX'en).
Bij accreterende zwarte gaten hoeft niet alle energie die bij accretie vrijkomt als uitgaande lichtkracht te worden weergegeven, omdat energie door de waarnemingshorizon naar beneden in het gat verloren kan gaan. Het is dus mogelijk dat dergelijke bronnen geen energie behouden.
Vragen en antwoorden
V: Wie werkte als eerste de Eddington-limiet uit?
A: Arthur Eddington ontdekte als eerste de Eddington-limiet.
V: Wat is de Eddington-limiet?
A: De Eddington-limiet is een natuurlijke limiet voor de normale helderheid van sterren.
V: Hoe reageert een ster als hij de Eddington-limiet overschrijdt?
A: Als een ster de Eddington-limiet overschrijdt, verliest hij massa met een zeer intense, door straling aangedreven stellaire wind uit zijn buitenste lagen.
V: Wat is de evenwichtstoestand in een ster?
A: De evenwichtstoestand in een ster is een hydrostatisch evenwicht.
V: Hoe behandelde Eddington sterren in zijn modellen?
A: In zijn modellen behandelde Eddington een ster als een gasbol die door een interne thermische druk tegen de zwaartekracht in wordt gehouden.
Vraag: Wat is er in de modellen van Eddington nodig om te voorkomen dat een ster instort?
Antwoord: In de modellen van Eddington was stralingsdruk nodig om het instorten van de bol te voorkomen.
V: Verklaart de Eddington-limiet de waargenomen helderheid van accretterende zwarte gaten?
A: Ja, de Eddington-limiet verklaart de waargenomen helderheid van accretterende zwarte gaten zoals quasars.
