Eddingtoni piiri
Eddingtoni piiri ehk Eddingtoni heleduse töötas esimesena välja Arthur Eddington. See on tähtede tavalise heleduse loomulik piir. Tasakaalu seisund on hüdrostaatiline tasakaal. Kui täht ületab Eddingtoni piiri, kaotab ta oma väliskihist väga intensiivse kiirguse poolt juhitava tähetuulega massi.
Eddingtoni mudelid käsitlesid tähte kui gaasikera, mida hoiab üleval sisemine soojusrõhk. Eddington näitas, et sfääri kokkuvarisemise vältimiseks on vajalik kiirgussurve.
Enamiku massiivsete tähtede heledus on kaugelt alla Eddingtoni heleduse, nii et nende tuuled on enamasti tingitud vähem intensiivsest joone neeldumisest. Eddingtoni piirväärtus seletab akkretiseeruvate mustade aukude, näiteks kvasarite, täheldatud heledust.
Super-Eddingtoni heledus
Eddingtoni piirväärtus seletab η Carinae 1840-1860 toimunud purskede väga suurt massikadu. Regulaarsed tähetuuled võivad taluda ainult umbes 10−4 -10−3 päikesemassi massikadu aastas. η Carinae pursete mõistmiseks on vaja kuni 0,5 päikese massi massi aastas. Seda saab teha super-Eddingtoni laia spektriga kiirguse poolt põhjustatud tuulte abil.
Gammakiirguse pursked, novad ja supernoovad on näited süsteemidest, mis ületavad oma Eddingtoni heleduse väga lühikese aja jooksul suure teguri võrra, mille tulemuseks on lühiajaline ja väga intensiivne massikadu. Mõned röntgenkiirguse kaksikjuhtumid ja aktiivsed galaktikad suudavad säilitada Eddingtoni piiri lähedast heledust väga pikka aega. Akkretsiooni jõul töötavate allikate, näiteks akkretiseeruvate neutrontähtede või kataklüsmiliste muutujate (akkretiseeruvad valged kääbused) puhul võib see piir vähendada või katkestada akkretsioonivoo. Super-Eddingtoni akkretsioon tähtede massiga mustade aukude peale on üks võimalik mudel üliheledate röntgenallikate (ULX) jaoks.
Akkretiseeruvate mustade aukude puhul ei pea kogu akkretsiooni käigus vabanev energia ilmnema väljamineva heledusena, sest energia võib kaduda läbi sündmuste horisondi, auku alla. Tegelikult ei pruugi sellised allikad energiat säilitada.
Küsimused ja vastused
K: Kes töötas esimesena välja Eddingtoni piiri?
V: Arthur Eddington töötas esimesena välja Eddingtoni piiri.
K: Mis on Eddingtoni piir?
V: Eddingtoni piir on tähtede tavalise heleduse loomulik piir.
K: Kuidas reageerib täht, kui ta ületab Eddingtoni piiri?
V: Kui täht ületab Eddingtoni piiri, kaotab ta oma välimistest kihtidest väga intensiivse kiirguse poolt juhitava tähetuulega massi.
K: Milline on tasakaalu seisund tähe sees?
V: Tähe sees valitsev seisund on hüdrostaatiline tasakaal.
K: Kuidas käsitles Eddington oma mudelites tähti?
V: Eddington käsitles tähte oma mudelites kui gaasikera, mida sisemine termiline surve hoiab gravitatsioonile vastu.
K: Mis on Eddingtoni mudelites vajalik, et vältida tähe kokkuvarisemist?
V: Eddingtoni mudelites oli kera kokkuvarisemise vältimiseks vajalik kiirgussurve.
K: Kas Eddingtoni piirväärtus seletab akkretiseeruvate mustade aukude täheldatud heledust?
V: Jah, Eddingtoni piir seletab akkretiseeruvate mustade aukude, näiteks kvasarite, täheldatud heledust.
