Límite de Eddington

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En física , el límite de Eddington es un límite natural al brillo de un cuerpo esférico, como una estrella , en equilibrio hidrostático entre la fuerza de gravedad que actúa en sentido atractivo y la presión de radiación que tendería a expandirlo. Recibe su nombre en honor al físico británico Arthur Eddington .

Si el brillo excediera el límite de Eddington, la presión de radiación sería tan fuerte como para generar un fuerte viento estelar capaz de expulsar el material de sus capas más externas. Entonces, el cuerpo tendería a disolverse, lo que provocaría una disminución en su producción de energía y una disminución del brillo por debajo del límite de Eddington. Muchas estrellas de gran masa tienen luminosidades por debajo del límite de Eddington a pesar de estar caracterizadas por fuertes vientos estelares, que por lo tanto están vinculados a un origen diferente. [1]

Esta condición se aplica solo a los cuerpos estables . Una supernova va mucho más allá del límite de Eddington, por la sencilla razón de que la estrella se autodestruye.

Formulación matemática

El límite de Eddington es una función de la masa del objeto y generalmente se expresa con referencia a la masa y luminosidad del Sol : [2]

Dónde está

  • es el brillo máximo
  • es la masa del objeto
  • es la masa del sol.
  • es el brillo del sol

de ello se deduce que un objeto con la misma masa que el Sol puede ser como máximo 33.000 veces más brillante que nuestra estrella. Este brillo parece muy alto, pero las estrellas de poca masa (10 o 20 veces más que el Sol) se acercan bastante a su límite de Eddington. Los objetos compactos como los agujeros negros en los que se forma un disco de acreción pueden alcanzar su límite de Eddington muy fácilmente.

Nota

  1. ^ AJ van Marle, SP Owocki; NJ Shaviv, Continuum impulsado por los vientos de las estrellas super-Eddington. Una historia de dos límites , en AIP Conference Proceedings , vol. 990, 2008, págs. 250–253, Código Bibliográfico : 2008AIPC..990..250V , DOI : 10.1063 / 1.2905555 .
  2. ^ Rybicki, GB, Lightman, AP: Procesos radiativos en astrofísica , Nueva York: J. Wiley & Sons 1979.