Eddingtonovu mez
Eddingtonovu mez neboli Eddingtonovu svítivost poprvé stanovil Arthur Eddington. Jedná se o přirozenou hranici normální svítivosti hvězd. Stav rovnováhy je hydrostatická rovnováha. Když hvězda překročí Eddingtonovu mez, ztrácí hmotu velmi intenzivním hvězdným větrem poháněným zářením z vnějších vrstev.
Eddingtonovy modely považovaly hvězdu za kouli plynu, kterou proti gravitaci udržuje vnitřní tepelný tlak. Eddington ukázal, že tlak záření je nezbytný k tomu, aby se koule nezhroutila.
Většina hmotných hvězd má svítivost hluboko pod Eddingtonovou svítivostí, takže jejich vítr je většinou poháněn méně intenzivní absorpcí čar. Eddingtonova mez vysvětluje pozorovanou svítivost akreujících černých děr, jako jsou kvazary.
Super-Eddingtonova svítivost
Eddingtonova mez vysvětluje velmi vysoké ztráty hmoty pozorované při výbuchu η Carinae v letech 1840-1860. Pravidelný hvězdný vítr může vydržet pouze rychlost ztráty hmoty přibližně 10−4 -10−3 hmotností Slunce za rok. Pro pochopení výtrysků η Carinae je zapotřebí rychlost ztráty hmoty až 0,5 sluneční hmotnosti za rok. Toho lze dosáhnout pomocí super-Eddingtonových větrů poháněných širokým spektrem záření.
Záblesky gama záření, novy a supernovy jsou příklady systémů, které na velmi krátkou dobu výrazně překračují Eddingtonovu svítivost, což vede ke krátkodobým a velmi intenzivním ztrátám hmoty. Některé rentgenové dvojhvězdy a aktivní galaxie jsou schopny udržet si svítivost blízkou Eddingtonově meze po velmi dlouhou dobu. U zdrojů poháněných akrecí, jako jsou akreční neutronové hvězdy nebo kataklyzmatické proměnné (akreční bílí trpaslíci), může tato mez působit na snížení nebo přerušení akrečního toku. Super-Eddingtonova akrece na černé díry o hvězdné hmotnosti je jedním z možných modelů pro ultrasvítivé zdroje rentgenového záření (ULX).
U akreujících černých děr se veškerá energie uvolněná akrecí nemusí projevit jako vycházející svítivost, protože energie se může ztratit skrze horizont událostí, tedy dolů do díry. Takové zdroje tedy nemusí energii uchovávat.
Otázky a odpovědi
Otázka: Kdo jako první přišel na Eddingtonovu mez?
A: Arthur Eddington jako první zjistil Eddingtonovu mez.
Otázka: Co je to Eddingtonova mez?
Odpověď: Eddingtonova mez je přirozená mez normální svítivosti hvězd.
Otázka: Jak hvězda reaguje, když překročí Eddingtonovu mez?
Odpověď: Když hvězda překročí Eddingtonovu mez, ztrácí hmotu velmi intenzivním hvězdným větrem, který je poháněn zářením z jejích vnějších vrstev.
Otázka: Jaký je stav rovnováhy uvnitř hvězdy?
Odpověď: Stav rovnováhy uvnitř hvězdy je hydrostatická rovnováha.
Otázka: Jak Eddington ve svých modelech zacházel s hvězdami?
Odpověď: Eddington ve svých modelech považoval hvězdu za kouli plynu, kterou proti gravitaci udržuje vnitřní tepelný tlak.
Otázka: Co je v Eddingtonových modelech nutné, aby se hvězda nezhroutila?
Odpověď: V Eddingtonových modelech byl k zabránění kolapsu koule nutný tlak záření.
Otázka: Vysvětluje Eddingtonova mez pozorovanou svítivost akreujících černých děr?
Odpověď: Ano, Eddingtonova mez vysvětluje pozorovanou svítivost akreujících černých děr, jako jsou kvazary.
