Eddington-Grenze
Die Eddington-Grenze, oder Eddington-Leuchtstärke, wurde zuerst von Arthur Eddington ausgearbeitet. Sie ist eine natürliche Grenze für die normale Leuchtkraft von Sternen. Der Gleichgewichtszustand ist ein hydrostatisches Gleichgewicht. Wenn ein Stern die Eddington-Grenze überschreitet, verliert er durch einen sehr intensiven strahlungsgetriebenen Sternwind aus seinen äußeren Schichten an Masse.
Eddingtons Modelle behandelten einen Stern als eine Gaskugel, die durch inneren Wärmedruck gegen die Schwerkraft gehalten wird. Eddington zeigte, dass Strahlungsdruck notwendig war, um den Kollaps der Kugel zu verhindern.
Die meisten massereichen Sterne haben Leuchtkräfte weit unterhalb der Eddington-Leuchtkraft, so dass ihre Winde meist durch die weniger intensive Linienabsorption angetrieben werden. Die Eddington-Grenze erklärt die beobachtete Leuchtkraft von akkretierenden Schwarzen Löchern wie Quasaren.
Super-Eddington-Helligkeiten
Die Eddington-Grenze erklärt die sehr hohen Massenverlustraten bei den Ausbrüchen von η Carinae in den Jahren 1840-1860. Die regelmäßigen Sternwinde können nur für eine Massenverlustrate von etwa 10-4-10-3 Sonnenmassen pro Jahr stehen. Massenverlustraten von bis zu 0,5 Sonnenmassen pro Jahr sind notwendig, um die η Karinae-Ausbrüche zu verstehen. Dies kann mit Hilfe der strahlungsgetriebenen Super-Eddington-Breitbandwinde erreicht werden.
Gammastrahlenausbrüche, Novae und Supernovae sind Beispiele für Systeme, die ihre Eddington-Leuchtkraft für sehr kurze Zeit um einen großen Faktor überschreiten, was zu kurzen und hochintensiven Massenverlustraten führt. Einige Röntgendoppelsterne und aktive Galaxien sind in der Lage, ihre Leuchtkraft für sehr lange Zeit nahe der Eddington-Grenze zu halten. Bei akkretionsbetriebenen Quellen wie akkretierenden Neutronensternen oder kataklysmischen Variablen (akkretierende Weiße Zwerge) kann der Grenzwert dazu führen, dass der Akkretionsfluss reduziert oder unterbrochen wird. Die Super-Eddington-Akkretion auf Schwarze Löcher mit stellarer Masse ist ein mögliches Modell für ultraluminöse Röntgenquellen (ULXs).
Bei akkretierenden Schwarzen Löchern muss die gesamte durch Akkretion freigesetzte Energie nicht als austretende Leuchtkraft erscheinen, da Energie durch den Ereignishorizont hinunter durch das Loch verloren gehen kann. Tatsächlich können solche Quellen keine Energie sparen.
Fragen und Antworten
F: Wer hat als Erster das Eddington-Limit berechnet?
A: Arthur Eddington hat als erster das Eddington-Limit berechnet.
F: Was ist das Eddington-Limit?
A: Die Eddington-Grenze ist eine natürliche Grenze für die normale Leuchtkraft von Sternen.
Q: Wie verhält sich ein Stern, wenn er die Eddington-Grenze überschreitet?
A: Wenn ein Stern die Eddington-Grenze überschreitet, verliert er mit einem sehr intensiven, strahlungsgetriebenen Sternwind aus seinen äußeren Schichten an Masse.
F: Was ist der Gleichgewichtszustand innerhalb eines Sterns?
A: Der Zustand des Gleichgewichts innerhalb eines Sterns ist ein hydrostatisches Gleichgewicht.
F: Wie hat Eddington die Sterne in seinen Modellen behandelt?
A: Eddington behandelte in seinen Modellen einen Stern als eine Gaskugel, die durch inneren Wärmedruck gegen die Schwerkraft gehalten wird.
F: Was ist notwendig, um den Kollaps eines Sterns in Eddingtons Modellen zu verhindern?
A: In Eddingtons Modellen war der Strahlungsdruck notwendig, um den Kollaps der Kugel zu verhindern.
F: Erklärt die Eddington-Grenze die beobachtete Leuchtkraft akkretierender Schwarzer Löcher?
A: Ja, die Eddington-Grenze erklärt die beobachtete Leuchtkraft von akkretierenden Schwarzen Löchern wie Quasaren.
