エディントン極限
エディントン極限（エディントン光度）は、アーサー・エディントンによって初めて解明された。これは、星の通常の光度に対する自然限界である。その状態は、静水圧平衡である。星がエディントン限界を超えると、外層から非常に強い放射線駆動の恒星風を起こして質量を失う。
エディントンのモデルは、星を内的熱圧力によって重力に抗して支えられているガスの球体として扱った。エディントンは、球体の崩壊を防ぐために輻射圧が必要であることを示した。
ほとんどの大質量星はエディントン光度よりはるかに低い光度を持つため、その風はほとんど強くない線吸収によって駆動されている。エディントン限界は、クエーサーなどのブラックホールの光度観測を説明するものである。
スーパーエディントン光度
エディントン限界は、1840年から1860年にかけてのη Carinaeの暴発で見られた非常に高い質量損失率を説明するものである。通常の恒星風は、年間10−4 -10−3 太陽質量程度の質量放出にしか耐えられない。η Carinae のアウトバーストを理解するためには、年間0.5太陽質量までの質量損失率が必要である。これは、スーパーエディントン放射駆動風の助けを借りて行うことができる。
ガンマ線バースト、新星、超新星は、非常に短い時間でエディントン光度を大きく超える系の例であり、短期間で非常に激しい質量放出が起こることになる。X線連星や活動銀河の中には、エディントン限界に近い光度を非常に長い時間維持できるものがある。また、中性子星や白色矮星のような降着力の強い天体では、この限界は降着流を減少させたり遮断したりするように作用することがある。恒星質量のブラックホールへのスーパーエディントン降着は、超大光度X線天体(ULX)のモデルの1つとして考えられる。
降着するブラックホールでは、降着によって放出されたエネルギーは、事象の地平面を通ってホールの下に失われる可能性があるため、すべてのエネルギーが外部に出る光度として現れる必要はないのです。このような天体では、エネルギーが保存されない可能性がある。
質問と回答
Q:エディントン限界を最初に計算したのは誰ですか?
A: アーサー・エディントンがエディントン限界を初めて解明しました。
Q: エディントン極限とは何ですか?
A:エディントン極限とは、恒星の通常の光度に対する自然な限界のことです。
Q: エディントン限界を超えると、星はどのように反応するのですか?
A: エディントン限界を超えると、星は外層から非常に強い放射線駆動の恒星風を受け、質量を失います。
Q: 星の中のバランスはどうなっているのですか?
A: 星の中の平衡状態は、静水圧平衡です。
Q: エディントンはモデルで星をどのように扱ったのか?
A: エディントンは、星を、内部熱圧力によって重力に抗して支えられているガスの球体として扱いました。
Q: エディントンのモデルでは、星の崩壊を防ぐために何が必要なのでしょうか?
A: エディントンのモデルでは、球の崩壊を防ぐために輻射圧が必要だった。
Q: エディントン限界は、加速するブラックホールの光度を説明できますか?
A: エディントン限界は、クェーサーのような加速するブラックホールの輝度を説明することができます。
