Limite de Eddington
O limite de Eddington, ou luminosidade Eddington foi trabalhado pela primeira vez por Arthur Eddington. É um limite natural para a luminosidade normal das estrelas. O estado de equilíbrio é um equilíbrio hidrostático. Quando uma estrela excede o limite de Eddington, ela perde massa com um vento estelar muito intenso impulsionado por radiação de suas camadas externas.
Os modelos de Eddington tratavam uma estrela como uma esfera de gás retida contra a gravidade por pressão térmica interna. Eddington mostrou que a pressão de radiação era necessária para evitar o colapso da esfera.
A maioria das estrelas maciças tem luminosidade muito abaixo da luminosidade de Eddington, de modo que seus ventos são impulsionados principalmente pela absorção da linha menos intensa. O limite de Eddington explica a luminosidade observada de buracos negros de acreção, tais como quasares.
Luminosidades Super-Eddington
O limite de Eddington explica as altíssimas taxas de perda de massa observadas nas explosões de η Carinae em 1840-1860. Os ventos estelares regulares só podem suportar uma taxa de perda de massa de cerca de 10-4-10-3 massas solares por ano. Taxas de perda de massa de até 0,5 massas solares por ano são necessárias para entender as explosões de η Carinae. Isto pode ser feito com a ajuda dos ventos de amplo espectro de radiação super-Eddington.
As explosões de raios gama, novae e supernovas são exemplos de sistemas que excedem sua luminosidade Eddington por um grande fator por tempos muito curtos, resultando em taxas de perda de massa curtas e altamente intensivas. Alguns binários de raios X e galáxias ativas são capazes de manter a luminosidade próxima ao limite de Eddington por tempos muito longos. Para fontes de acreção, como estrelas de nêutrons ou variáveis cataclísmicas (anãs brancas de acreção), o limite pode agir para reduzir ou cortar o fluxo de acreção. O acreção de Super-Eddington em buracos negros de massa estelar é um modelo possível para fontes ultraluminosas de raios X (ULXs).
Para o acúmulo de buracos negros, toda a energia liberada pelo acúmulo não precisa aparecer como luminosidade de saída, uma vez que a energia pode ser perdida através do horizonte do evento, pelo buraco. Efetivamente, tais fontes podem não conservar energia.
Perguntas e Respostas
P: Quem foi o primeiro a descobrir o limite de Eddington?
R: Arthur Eddington foi o primeiro a descobrir o limite de Eddington.
Q: O que é o limite de Eddington?
R: O limite de Eddington é um limite natural para a luminosidade normal das estrelas.
P: Como uma estrela reage quando ultrapassa o limite de Eddington?
R: Quando uma estrela ultrapassa o limite de Eddington, ela perde massa com um vento estelar muito intenso, impulsionado por radiação, a partir de suas camadas externas.
P: Qual é o estado de equilíbrio em uma estrela?
R: O estado de equilíbrio em uma estrela é um equilíbrio hidrostático.
P: Como Eddington tratava as estrelas em seus modelos?
R: Em seus modelos, Eddington tratava uma estrela como uma esfera de gás mantida contra a gravidade por pressão térmica interna.
P: O que é necessário para evitar o colapso de uma estrela nos modelos de Eddington?
R: Nos modelos de Eddington, a pressão da radiação era necessária para evitar o colapso da esfera.
P: O limite de Eddington explica a luminosidade observada dos buracos negros em acreção?
R: Sim, o limite de Eddington explica a luminosidade observada de buracos negros acrecentadores, como os quasares.
