Eddingtonův limit

Eddingtonův limit ( Eddingtonův limit ) je velikost síly elektromagnetického záření vycházejícího z nitra hvězdy , při které jeho tlak postačuje ke kompenzaci hmotnosti hvězdných obalů , které obklopují zónu termonukleárních reakcí , tzn . hvězda je v rovnovážném stavu: nestahuje se a neroztahuje se. Když je překročen Eddingtonův limit, hvězda začne vydávat silný hvězdný vítr .

Kritická (Eddingtonova) svítivost - maximální svítivost hvězdy nebo jiného nebeského tělesa , určená podmínkou rovnováhy gravitačních sil a radiačního tlaku objektu.

Pojmenován po anglickém astrofyzikovi Arthuru Stanley Eddingtonovi .

Kritická svítivost v klasické (Eddingtonově) aproximaci

Kritická svítivost je určena podmínkami rovnováhy pro gravitační sílu a tlak záření . $F_{g}$ $F_{r}$

Obvykle se uvažuje o rovnováze vodíkového plazmatu - nejtypičtější případ, protože vodík tvoří většinu hmoty vesmíru. Počet elektronů a protonů v každém prvku plazmatu lze vzhledem k jeho neutralitě považovat za stejný. Je třeba poznamenat, že gravitační síla působí především na protonovou složku plazmatu (hmotnost protonu je téměř 2000krát větší než hmotnost elektronu) a na elektronickou složku působí tlak záření ; významné oddělení nábojů za těchto podmínek je nemožné kvůli výskytu velmi silných Coulombových sil, které vrací plazmu do neutrálního stavu.

Gravitační síla působící ze strany izotropně vyzařujícího tělesa o hmotnosti na proton umístěný ve vzdálenosti od zdroje je rovna $F_{g}$ $M$ $r$

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

kde je hmotnost protonu. $m_{p}$

Radiační tok v této vzdálenosti: $já$

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

kde je svítivost zdroje. $L$

Pak je síla působící na elektron v důsledku Thomsonova rozptylu fotonů na elektronech rovna $F_{r}$

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

kde je Thomsonův průřez pro rozptyl fotonu elektronem: $\sigma _{T}$

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

Na základě rovnovážné podmínky a s přihlédnutím ke skutečnosti, že elektrostatická interakce je mnohem silnější než gravitační , to znamená, že páry protonů a elektronů lze považovat za vázané, je kritická svítivost $F_{g}=F_{r}$

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

nebo, vyjádříme-li hmotnost objektu ve slunečních hmotnostech M ⊙ ,

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

erg /s,

to znamená, že kritická svítivost závisí pouze na hmotnosti objektu a mechanismech interakce záření s hmotou.

Odchylky od kritické svítivosti a superkritické akrece

Podmínka rovnováhy mezi gravitací a radiačním tlakem je ve skutečnosti podmínkou pro možnost akrece hmoty na emitující objekt. $F_{g}$ $F_{r}$

V případě významné neizotropní akrece, například v případě akrečních disků tak kompaktních objektů, jako jsou černé díry a neutronové hvězdy , jsou však možné situace, kdy zdrojem energie je gravitační energie akreční hmoty a rychlosti akrece. jsou tak vysoké, že svítivost překračuje kritickou hodnotu. Takové objekty se vyznačují intenzivním výtokem hmoty z akrečního disku způsobeným tlakem záření. Nejznámějším z těchto objektů je SS 433 a také nejintenzivněji svítivá neutronová hvězda M82X-2 Archivováno 20. října 2020 na Wayback Machine .

Viz také

Hayashi limit

Literatura

Kritická svítivost / R. A. Sunyaev // Cosmos Physics: Malá encyklopedie / Ed.: R. A. Sunyaev (hlavní vyd.) a další - 2. vyd. - M .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 335-336. — 783 str. — 70 000 výtisků.