Límite de Eddington
El límite de Eddington, o luminosidad de Eddington, fue elaborado por primera vez por Arthur Eddington. Es un límite natural de la luminosidad normal de las estrellas. El estado de equilibrio es un equilibrio hidrostático. Cuando una estrella supera el límite de Eddington, pierde masa con un viento estelar muy intenso impulsado por la radiación de sus capas exteriores.
Los modelos de Eddington trataban a una estrella como una esfera de gas sostenida contra la gravedad por la presión térmica interna. Eddington demostró que la presión de la radiación era necesaria para evitar el colapso de la esfera.
La mayoría de las estrellas masivas tienen luminosidades muy por debajo de la luminosidad de Eddington, por lo que sus vientos son impulsados principalmente por la absorción de líneas menos intensas. El límite de Eddington explica la luminosidad observada de los agujeros negros en acreción, como los cuásares.
Luminosidades Super-Eddington
El límite de Eddington explica las elevadas tasas de pérdida de masa observadas en los estallidos de η Carinae en 1840-1860. Los vientos estelares regulares sólo pueden soportar una tasa de pérdida de masa de unas 10 −4-10−3 masas solares al año. Se necesitan tasas de pérdida de masa de hasta 0,5 masas solares por año para entender los estallidos de η Carinae. Esto puede hacerse con la ayuda de los vientos impulsados por la radiación de amplio espectro super-Eddington.
Los estallidos de rayos gamma, las novas y las supernovas son ejemplos de sistemas que superan su luminosidad Eddington en un gran factor durante tiempos muy cortos, lo que da lugar a tasas de pérdida de masa breves y muy intensas. Algunas binarias de rayos X y galaxias activas son capaces de mantener luminosidades cercanas al límite de Eddington durante tiempos muy largos. En el caso de las fuentes con poder de acreción, como las estrellas de neutrones acretoras o las variables cataclísmicas (enanas blancas acreedoras), el límite puede actuar para reducir o cortar el flujo de acreción. La acreción Super-Eddington sobre agujeros negros de masa estelar es un posible modelo para las fuentes de rayos X ultraluminosas (ULX).
En el caso de los agujeros negros en acreción, toda la energía liberada por la acreción no tiene por qué aparecer como luminosidad saliente, ya que la energía puede perderse a través del horizonte de sucesos, por el agujero. En efecto, estas fuentes pueden no conservar la energía.
Preguntas y respuestas
P: ¿Quién fue el primero en calcular el límite de Eddington?
R: Arthur Eddington fue el primero en determinar el límite de Eddington.
P: ¿Qué es el límite de Eddington?
R: El límite de Eddington es un límite natural de la luminosidad normal de las estrellas.
P: ¿Cómo reacciona una estrella cuando supera el límite de Eddington?
R: Cuando una estrella supera el límite de Eddington, pierde masa con un viento estelar muy intenso impulsado por la radiación de sus capas exteriores.
P: ¿Cuál es el estado de equilibrio dentro de una estrella?
R: El estado de equilibrio dentro de una estrella es un equilibrio hidrostático.
P: ¿Cómo trataba Eddington a las estrellas en sus modelos?
R: Eddington trató en sus modelos a una estrella como una esfera de gas sostenida contra la gravedad por la presión térmica interna.
P: ¿Qué es necesario para evitar el colapso de una estrella en los modelos de Eddington?
R: En los modelos de Eddington, la presión de radiación era necesaria para evitar el colapso de la esfera.
P: ¿Explica el límite de Eddington la luminosidad observada de los agujeros negros en acreción?
R: Sí, el límite de Eddington explica la luminosidad observada de los agujeros negros en acreción, como los cuásares.
