Hay múltiples ecuaciones que gobiernan lo que se llama equilibrio hidrostático , cuando la fuerza de gravedad que empuja es igual a la presión hacia afuera. La presión hacia afuera es proporcionada por el calor del gas y el flujo de fotones (luz).
El gas solo será expulsado si la presión térmica o de radiación excede la de la fuerza de gravedad. Esto sucede en el límite de Eddington .
[matemáticas] L = \ frac {4 \ pi GM m_p c} {\ sigma_T} \ aprox 3.2 \ times 10 ^ 4 \ left (\ frac {M} {M _ {\ odot}} \ right) L _ {\ odot}
[/matemáticas]
Como puede ver, si conecta la masa de nuestro sol, nuestro sol, una estrella ordinaria, no estará limitado a Eddington.
Si una estrella no brillaba y de repente se encendía en su luminosidad Eddington o por encima de ella; Sí, entonces no podría crecer más o perdería material. PERO, no estamos en ese régimen. Fusion no proporciona suficiente potencia. Cuando tienes suficiente presión en el núcleo para impulsar la fusión, tienes más que suficiente masa para mantener tu estrella unida en una amplia gama de circunstancias.
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Algunas cosas en nuestro universo son limitadas por Eddington, como los quásares, los objetos más brillantes del universo. Son agujeros negros con cantidades excesivas de materia que caen en ellos y solo existen temprano en la historia del cosmos y pueden eclipsar a toda una galaxia.
