Eddingtonin raja

Wikipedia

Eddingtonin rajaa kirkkaamman tähden pinnalta purkautuu kaasua ulos säteilypaineen vaikutuksesta. Säteily syntyy tähden sisällä tai tiiviin tähden pinnalle putoavan kaasun kitkakuumennuksesta. Eddingtonin raja määrää tähtien maksimimassan, joka on ehkä 130 auringon massaa.

Kun johonkin tiiviiseen tähteen putoaa kaasua, kaasu säteilee energiaa, koska sen potentiaalienergia muuttuu kaasun sisäisen kitkan takia lämmöksi ja säteilyksi. Mitä suurempi massavirta tähden pinnalle putoaa ulkopuolelta, sitä voimakkaammin tähti säteilee. Toisaalta tiedetään, että hyvin kirkkaan ja kuuman "normaalin" tähden säteilypaine puhaltaa kaasua ulos tähdestä. Hyvin kuumat ja massiiviset tähdet ovat epävakaita säteilynpaineen takia, ne pyrkivät "kiehumaan yli". Eddingtonin rajaa suurempi massavirta tiiviin tähden pinnalle on mahdoton, koska massavirran pudotessa tähden pinnalle vapautuva säteily puhaltaa kaasun ulos.

[muokkaa] Eddingtonin rajaan liittyviä laskukaavoja

Eddingtonin raja tähden massan ja kirkkauden funktiona.

L_{Eddington} = 33,000  \frac{M}{M_{\bigodot}} L_\bigodot

Jossa

Kun kompaktin tähden pinnalle putoaa massaa, se vapauttaa energiaa painovoimaenergian muuttuessa lämmöksi putoamisen aiheuttaman kitkan takia:

L_x=a * M_{virta} * G * \frac{M}{R}

jossa

  • a kerroin, joka ilmoittaa, kuinka paljon massavirrasta tulevasta energista muuttuu säteilyksi, yleensä 1
  • Lx massavirran tuottama luminositeetti.
  • Mvirta massavirta kompaktin kohteen pinnalle.
  • G Gravitaatiovakio.
  • M kompaktin kohteen massa.
  • R kompaktin kohteen säde.