genel bakış
Aynı zamanda Eddington sınırı olarak da adlandırılan Eddington parlaklığı , dışarıya etki eden radyasyon kuvveti ve içeriye doğru hareket eden yerçekimi kuvveti arasında denge olduğunda, bir gövdenin (yıldız gibi) maksimum parlaklığı elde edebilmektedir. Denge durumu hidrostatik denir denir. Bir yıldız Eddington parlaklığını aştığında, dış katmanlarından çok yoğun bir radyasyon güdümlü yıldız rüzgarı başlatacaktır. Büyük kütleli yıldızların Eddington parlaklığından çok daha düşük parlaklıklara sahip olması nedeniyle, rüzgarları çoğunlukla daha az yoğun hat emilimi ile hareket eder. Eddington sınırı, kuasarlar gibi kara deliklerin biriktirilmesinin gözlenen parlaklığını açıklamak için çağrılır.Başlangıçta, Sir Arthur Stanley Eddington, bu sınırı hesaplarken sadece elektron saçılımını hesaba kattı, şimdi klasik Eddington sınırı olarak adlandırılan bir şey. Günümüzde, modifiye Eddington sınırı, sınırsız ve serbest radyasyon (bkz. Bremsstrahlung) etkileşimi gibi diğer radyasyon işlemlerine de güvenmektedir. Bir yıldızın ulaşabileceği maksimum parlaklık. 1920'lerde Birleşik Krallık'tan AS Eddington tarafından yönetilen bir yıldızın kütle ile ışık yoğunluğu arasındaki ilişkiye dayanmaktadır. Yıldız içindeki basınç sadece radyasyon basıncından oluştuğunda, yıldızın parlaklığı maksimum olur, L yıldızın ışık yoğunluğu, M kütle, M hafif hızdır, c yerçekimi sabiti ve K ise radyasyonun emme katsayısı, L = 4 π cGM / Κ. Eddington sınırından daha parlak olan bir olay olarak bir süpernova patlaması var.
Okunma: 402
