Eddington grænse

Eddington-grænsen ( Eddington-grænsen ) er størrelsen af styrken af elektromagnetisk stråling, der kommer fra det indre af en stjerne , ved hvilken dens tryk er tilstrækkeligt til at kompensere for vægten af stjerneskallene, der omgiver zonen med termonukleære reaktioner , dvs. stjernen er i en tilstand af ligevægt: den krymper ikke og udvider sig ikke. Når Eddington-grænsen overskrides, begynder stjernen at udsende en kraftig stjernevind .

Kritisk (Eddington) lysstyrke - den maksimale lysstyrke af en stjerne eller et andet himmellegeme , bestemt af tilstanden af ligevægt mellem gravitationskræfter og strålingstryk af et objekt.

Opkaldt efter den engelske astrofysiker Arthur Stanley Eddington .

Kritisk lysstyrke i den klassiske (Eddington) tilnærmelse

Den kritiske lysstyrke bestemmes af ligevægtsbetingelserne for tyngdekraften og strålingstrykket . $F_{g}$ $F_{r}$

Normalt betragtes brintplasmas ligevægt - det mest typiske tilfælde, da brint udgør det meste af universets masse. Antallet af elektroner og protoner i hvert plasmaelement kan på grund af dets neutralitet betragtes som det samme. Det skal bemærkes, at tyngdekraften hovedsageligt virker på protonkomponenten i plasmaet (protonens masse er næsten 2000 gange større end elektronens masse), og strålingstrykket virker på den elektroniske komponent; dog kan evt. betydelig adskillelse af ladninger under disse forhold er umulig på grund af udseendet af meget kraftige Coulomb-kræfter, der returnerer plasmaet til en neutral tilstand.

Tyngdekraften , der virker fra siden af et isotropt udstrålende masselegeme på en proton placeret i en afstand fra kilden er lig med $F_{g}$ $M$ $r$

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

hvor er protonens masse . $m_{p}$

Strålingsflux på denne afstand: $jeg$

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

hvor er kildens lysstyrke . $L$

Så er kraften, der virker på elektronen på grund af Thomson-spredningen af fotoner på elektroner lig med $F_{r}$

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

hvor er Thomson-tværsnittet for spredning af 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}.

Baseret på ligevægtstilstanden og under hensyntagen til det faktum, at den elektrostatiske interaktion er meget stærkere end den gravitationelle , det vil sige, at proton-elektronpar kan betragtes som bundet, er den kritiske lysstyrke $F_{g}=F_{r}$

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

eller, hvis vi udtrykker objektets masse i solmasser M ⊙ ,

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

erg /s,

det vil sige, at den kritiske lysstyrke kun afhænger af objektets masse og mekanismerne for interaktion mellem stråling og stof.

Afvigelser fra kritisk lysstyrke og superkritisk tilvækst

Faktisk er betingelsen om balance mellem tyngdekraften og strålingstrykket betingelsen for muligheden for tilvækst af stof på det emitterende objekt. $F_{g}$ $F_{r}$

Men i tilfælde af en betydelig ikke-isotrop akkretion , for eksempel i tilfælde af akkretionskiver af så kompakte objekter som sorte huller og neutronstjerner , er situationer mulige, hvor energikilden er gravitationsenergien af det akkretionerende stof og akkretionshastighederne er så høje, at lysstyrken overstiger den kritiske. Sådanne genstande er karakteriseret ved en intens udstrømning af stof fra tilvækstskiven forårsaget af strålingstryk. Den mest berømte af disse objekter er SS 433 , såvel som den mest intenst lysende neutronstjerne M82X-2 Arkiveret 20. oktober 2020 på Wayback Machine .

Se også

Hayashi grænse

Litteratur

Kritisk lysstyrke / R. A. Sunyaev // Cosmos Physics: Little Encyclopedia / Red.: R. A. Sunyaev (Chief ed.) og andre - 2. udg. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 335-336. — 783 s. — 70.000 eksemplarer.