Eddingtonin raja

Eddingtonin raja ( Eddingtonin raja ) on tähden sisältä lähtevän sähkömagneettisen säteilyn voiman suuruus , jolla sen paine on riittävä kompensoimaan lämpöydinreaktioiden vyöhykettä ympäröivien tähtien kuorien painon , eli tähti on tasapainotilassa: se ei kutistu eikä laajene. Kun Eddingtonin raja ylittyy, tähti alkaa säteillä voimakasta tähtituulta .

Kriittinen (Eddington) kirkkaus - tähden tai muun taivaankappaleen suurin kirkkaus , joka määräytyy kohteen gravitaatiovoimien ja säteilypaineen tasapainotilan perusteella .

Nimetty englantilaisen astrofyysikon Arthur Stanley Eddingtonin mukaan .

Kriittinen valoisuus klassisessa (Eddington) approksimaatiossa

Kriittinen valovoima määräytyy painovoiman ja säteilypaineen tasapainotilan mukaan . $F_{g}$ $F_{r}$

Yleensä otetaan huomioon vetyplasman tasapaino - tyypillisin tapaus, koska vety muodostaa suurimman osan maailmankaikkeuden massasta. Jokaisessa plasmaelementissä olevien elektronien ja protonien lukumäärää voidaan pitää samana sen neutraalisuudesta johtuen. On huomattava, että painovoima vaikuttaa pääasiassa plasman protonikomponenttiin (protonin massa on lähes 2000 kertaa suurempi kuin elektronin massa) ja säteilypaine vaikuttaa elektroniseen komponenttiin; kuitenkin Merkittävä varausten erottaminen näissä olosuhteissa on mahdotonta, koska ilmaantuu erittäin voimakkaita Coulombin voimia, jotka palauttavat plasman neutraaliin tilaan.

Isotrooppisen säteilevän massakappaleen sivulta etäisyyden lähteestä sijaitsevaan protoniin vaikuttava painovoima on yhtä suuri kuin $F_{g}$ $M$ $r$

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

missä on protonin massa . $m_{p}$

Säteilyvirta tällä etäisyydellä: $minä$

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

missä on lähteen kirkkaus . $L$

Tällöin elektroniin vaikuttava voima , joka johtuu Thomson-sironnasta fotonien elektroneihin, on yhtä suuri kuin $F_{r}$

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

missä on Thomsonin poikkileikkaus fotonin siroamiseksi elektronilla: $\sigma _{T}$

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

Siten tasapainotilan perusteella ja ottaen huomioon, että sähköstaattinen vuorovaikutus on paljon voimakkaampi kuin gravitaatio , eli protoni-elektroni-pareja voidaan pitää sidottuina, kriittinen valoisuus $F_{g}=F_{r}$

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

tai jos ilmaistaan kohteen massa auringon massoina M ⊙ ,

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

erg /s,

eli kriittinen valoisuus riippuu vain kohteen massasta ja säteilyn vuorovaikutusmekanismeista aineen kanssa.

Poikkeamat kriittisestä kirkkaudesta ja ylikriittisestä lisääntymisestä

Itse asiassa painovoiman ja säteilypaineen välinen tasapaino on ehto aineen kertymisen mahdollisuudelle emittoivaan esineeseen. $F_{g}$ $F_{r}$

Kuitenkin, kun kyseessä on merkittävä ei-nisotrooppinen kasautuminen, esimerkiksi tällaisten kompaktien esineiden, kuten mustien aukkojen ja neutronitähtien , akkretiolevyjen tapauksessa, ovat mahdollisia tilanteet, joissa energianlähteenä on lisääntyvän aineen gravitaatioenergia ja kertymisnopeudet. ovat niin korkeat, että kirkkaus ylittää kriittisen. Tällaisille kohteille on ominaista säteilypaineen aiheuttama voimakas aineen ulosvirtaus akkretiolevystä. Tunnetuin näistä esineistä on SS 433 sekä voimakkaimmin valoisa neutronitähti M82X-2 Arkistoitu 20. lokakuuta 2020 Wayback Machinessa .

Katso myös

Hayashi raja

Kirjallisuus

Kriittinen valoisuus / R. A. Sunyaev // Cosmos Physics: Little Encyclopedia / Toim.: R. A. Sunyaev (päätoimittaja) ja muut - 2. painos. - M .: Neuvostoliiton tietosanakirja , 1986. - S. 335-336. — 783 s. – 70 000 kappaletta.