¿Qué es la luminosidad de Eddington?

Básicamente, todas las estrellas producen energía a través de la fusión nuclear. Esta energía finalmente se produce en forma de fotones, que efectivamente ingresan una fuerza (conocida como la fuerza de radiación continua – http://en.wikipedia.org/wiki/Rad…) en las capas externas de la estrella. Esta radiación a menudo es lo suficientemente poderosa como para empujar las capas de una estrella hacia afuera, si no se mantiene unida por su propia gravedad poderosa (que ejerce una fuerza gravitacional hacia adentro sobre la estrella).

De todos modos, hay una cierta luminosidad en la cual la fuerza de radiación continua es lo suficientemente fuerte como para igualar la fuerza gravitacional hacia adentro. La mayoría de las estrellas (incluso las masivas) nunca alcanzan esa luminosidad. Sin embargo, hay algunas estrellas superluminosas (y supermasivas) que * pueden * alcanzar la luminosidad de Eddington, y esto puede provocar efectos dramáticos. Esto a menudo significa que porciones significativas de las capas externas de la estrella son expulsadas al espacio. El ejemplo prototípico de esto es Eta Carinae (que se muestra a continuación), cuyas capas externas se desplazan periódicamente al espacio.

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El papel del límite de Eddington en la investigación de hoy radica en explicar las muy altas tasas de pérdida de masa observadas, por ejemplo, en la serie de arrebatos de η Carinae en 1840-1860. [3] Los vientos estelares regulares, impulsados ​​por la línea, solo pueden representar una tasa de pérdida de masa de alrededor de 10-4-10 masas solares por año, mientras que se necesitan tasas de pérdida de masa de hasta 0.5 masas solares por año para comprender los estallidos de Carinae. Esto se puede hacer con la ayuda de los vientos continuos súper Eddington.

Ahora, ¿por qué esto tiende a suceder en las estrellas más masivas? Después de todo, la luminosidad aumenta con la masa, y la fuerza gravitacional también aumenta con la masa. Bueno, la respuesta viene en forma de relación masa-luminosidad: http://en.wikipedia.org/wiki/Mas….

, donde a> = 1 para todas las estrellas. Básicamente, a medida que aumenta la masa de la estrella, la luminosidad de la estrella aumenta aún más rápido.

Pero sorprendentemente, a es 1 para las estrellas más masivas …

Entonces … esto significa que para las estrellas más masivas, sus luminosidades realmente escalan al mismo ritmo que sus masas. Esto parecería presentar una dificultad para la hipótesis de que el límite de Eddington se aplica a las estrellas. Pero afortunadamente, hay una salida (ver http://www.bartol.udel.edu/~owoc…).

Básicamente, dado que la luminosidad también se escala de acuerdo con ese parámetro adicional de [matemáticas] (1- \ Gamma) ^ 4 [/ matemáticas], las estrellas supermasivas aún pueden alcanzar el límite de luminosidad de Eddington. Y esto efectivamente establece un límite superior para la masa de la mayoría de las estrellas.

Ahora, ¿cuál es el valor de [math] \ Gamma [/ math]? Sus

Donde [math] \ kappa [/ math] es la opacidad estelar