Eddington gräns

Eddington-gränsen ( Eddington-gränsen ) är storleken på kraften hos elektromagnetisk strålning som kommer från det inre av en stjärna , vid vilken dess tryck är tillräckligt för att kompensera för vikten av stjärnskalen som omger zonen av termonukleära reaktioner , dvs. stjärnan är i ett jämviktstillstånd: den krymper inte och expanderar inte. När Eddington-gränsen överskrids, börjar stjärnan avge en stark stjärnvind .

Kritisk (Eddington) ljusstyrka - den maximala ljusstyrkan för en stjärna eller annan himlakropp , bestäms av tillståndet för jämvikt mellan gravitationskrafter och strålningstryck från ett objekt.

Uppkallad efter den engelske astrofysikern Arthur Stanley Eddington .

Kritisk ljusstyrka i den klassiska (Eddington) approximationen

Den kritiska ljusstyrkan bestäms av jämviktsvillkoret för gravitationskraften och strålningstrycket . $F_{g}$ $F_{r}$

Vanligtvis anses jämvikten för väteplasma - det mest typiska fallet, eftersom väte utgör det mesta av universums massa. Antalet elektroner och protoner i varje plasmaelement, på grund av dess neutralitet, kan anses vara detsamma. Det bör noteras att tyngdkraften huvudsakligen verkar på protonkomponenten i plasman (protonens massa är nästan 2000 gånger större än elektronens massa), och strålningstrycket verkar på den elektroniska komponenten; betydande separation av laddningar under dessa förhållanden är omöjlig på grund av uppkomsten av mycket kraftfulla Coulomb-krafter som återför plasman till ett neutralt tillstånd.

Tyngdkraften som verkar från sidan av en isotrop utstrålande massa på en proton belägen på avstånd från källan är lika med $F_{g}$ $M$ $r$

F_{g}={\frac {GMm_{p}}{r^{2}}},

var är protonens massa . $m_{p}$

Strålningsflöde på detta avstånd: $jag$

I={\frac {L}{4\pi r^{2}}},

var är källans ljusstyrka . $L$

Då är kraften som verkar på elektronen på grund av Thomson-spridningen av fotoner på elektroner lika med $F_{r}$

F_{r}={\frac {I\sigma _{T}}{c)),

var är Thomson-tvärsnittet för spridningen av en foton med en elektron: $\sigma _{T}$

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

Sålunda, baserat på jämviktstillståndet och med hänsyn till det faktum att den elektrostatiska interaktionen är mycket starkare än den gravitationella , det vill säga proton-elektronpar kan anses bundna, den kritiska ljusstyrkan $F_{g}=F_{r}$

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

eller, om vi uttrycker objektets massa i solmassor M ⊙ ,

L_{{edd}}=10^{{38}}{\frac {M}{M_{{sol}}}}

erg / s,

det vill säga den kritiska ljusstyrkan beror endast på föremålets massa och mekanismerna för interaktion mellan strålning och materia.

Avvikelser från kritisk ljusstyrka och superkritisk ackretion

Faktum är att villkoret för balans mellan gravitation och strålningstryck är villkoret för möjligheten av ansamling av materia på det emitterande föremålet. $F_{g}$ $F_{r}$

Men i fallet med en betydande icke-isotrop ackretion, till exempel i fallet med ackretionsskivor av så kompakta objekt som svarta hål och neutronstjärnor , är situationer möjliga när energikällan är gravitationsenergin för det accretionerande materialet och ackretionshastigheterna är så höga att ljusstyrkan överstiger den kritiska. Sådana föremål kännetecknas av ett intensivt utflöde av materia från ansamlingsskivan orsakat av strålningstryck. Det mest kända av dessa objekt är SS 433 , såväl som den mest intensivt lysande neutronstjärnan M82X-2 Arkiverad 20 oktober 2020 på Wayback Machine .

Se även

Hayashi gräns

Litteratur

Kritisk ljusstyrka / R. A. Sunyaev // Cosmos Physics: Little Encyclopedia / Utg.: R. A. Sunyaev (Chief ed.) och andra - 2nd ed. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 335-336. — 783 sid. — 70 000 exemplar.