Предел Эддингтона

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Преде́л Э́ддингтона — величина мощности электромагнитного излучения, исходящего из недр звезды, при которой его давления достаточно для компенсации веса оболочек звезды, которые окружают зону термоядерных реакций, то есть звезда находится в состоянии равновесия: не сжимается и не расширяется. При превышении предела Эддингтона звезда начинает испускать сильный звёздный ветер.

Критическая (Эддингтоновская) светимость — максимальная светимость звезды или другого небесного тела, определяющаяся условием равновесия гравитационных сил и давления излучения объекта.

Названы по имени английского астрофизика Артура Стенли Эддингтона.

Критическая светимость в классическом (Эддингтоновском) приближении[править | править вики-текст]

Критическая светимость определяется условием равновесия силы тяготения F_g и давления излучения F_r.

При удалении r от изотропного источника излучения и в случае водородной плазмы — наиболее типичного случая, так как водород составляет большую часть массы вселенной — сила тяжести F_g, действующая со стороны излучающего тела массы M на протон:

F_g = \frac {GMm_p}{r^2}, где m_p — масса протона;

Поток излучения I на этом расстоянии:

I = \frac {L}{4 \pi r^2}, где L — светимость источника

Тогда сила F_r, действующая на электрон вследствие Томсоновского рассеяния излучения на электронах

F_r = \frac {I \sigma_T}{c }, где \sigma_T — Томсоновское сечение рассеяния фотона на электроне:
\sigma_T = \left(\frac {8\pi}{3}\right)\left(\frac {e^2}{m_e c^2}\right)^2

Таким образом, исходя из условия равновесия F_g = F_r и с учётом того, что электростатическое взаимодействие значительно сильнее гравитационного, то есть протон-электронные пары можно считать связанными, критическая светимость

L_{edd} = \frac{4 \pi G M m_p c}{\sigma_T}

или, если выразить массу объекта в массах Солнца M_{sol},

L_{edd} = 10^{38} \frac{M}{M_{sol}} эрг/с,

то есть критическая светимость зависит только от массы объекта и механизмов взаимодействия излучения с веществом.

Отклонения от критической светимости и сверхкритическая аккреция[править | править вики-текст]

Фактически условие равновесия силы тяготения F_g и давления излучения F_r является условием возможности аккреции вещества на излучающий объект.

Однако в случае существенной неизотропности аккреции, например, в случае аккреционных дисков таких компактных объектов, как чёрные дыры и нейтронные звёзды, возможны ситуации, когда источником энергии является гравитационная энергия аккрецирующего вещества и темпы аккреции настолько высоки, что светимость превышает критическую. Для таких объектов характерно интенсивное истечение вещества из аккреционного диска, вызванное давлением излучения, наиболее известным из таких объектов является SS 433, а также самая интенсивносветящаяся нейтронная звезда M82X-2.

См. также[править | править вики-текст]