Limite di Eddington

Autore: Leandro Alegsa

28-02-2021

Il limite di Eddington, o luminosità di Eddington, fu elaborato per la prima volta da Arthur Eddington. È un limite naturale alla luminosità normale delle stelle. Lo stato di equilibrio è un equilibrio idrostatico. Quando una stella supera il limite di Eddington, perde massa con un vento stellare molto intenso guidato dalle radiazioni dai suoi strati esterni.

I modelli di Eddington trattavano una stella come una sfera di gas tenuta in piedi contro la gravità dalla pressione termica interna. Eddington mostrò che la pressione di radiazione era necessaria per prevenire il collasso della sfera.

La maggior parte delle stelle massicce hanno luminosità molto al di sotto della luminosità di Eddington, quindi i loro venti sono principalmente guidati dall'assorbimento di linee meno intense. Il limite di Eddington spiega la luminosità osservata dei buchi neri accretanti come i quasar.

Luminosità Super-Eddington

Il limite di Eddington spiega gli altissimi tassi di perdita di massa visti negli outburst di η Carinae nel 1840-1860. I venti stellari regolari possono sopportare solo un tasso di perdita di massa di circa 10-4-10-3 masse solari all'anno. Tassi di perdita di massa fino a 0,5 masse solari all'anno sono necessari per comprendere gli outburst di η Carinae. Questo può essere fatto con l'aiuto dei venti guidati dalla radiazione ad ampio spettro super-Eddington.

I Gamma-ray burst, le novae e le supernovae sono esempi di sistemi che superano la loro luminosità di Eddington di un grande fattore per tempi molto brevi, con conseguenti tassi di perdita di massa brevi e molto intensi. Alcune binarie a raggi X e galassie attive sono in grado di mantenere luminosità vicine al limite di Eddington per tempi molto lunghi. Per le sorgenti alimentate dall'accrescimento, come le stelle di neutroni accrete o le variabili cataclismiche (nane bianche accrete), il limite può agire per ridurre o interrompere il flusso di accrescimento. L'accrescimento Super-Eddington su buchi neri di massa stellare è un possibile modello per le sorgenti di raggi X ultraluminose (ULX).

Per i buchi neri accrescenti, tutta l'energia rilasciata dall'accrescimento non deve apparire come luminosità in uscita, poiché l'energia può essere persa attraverso l'orizzonte degli eventi, giù nel buco. In effetti, tali fonti potrebbero non conservare energia.

Domande e risposte

D: Chi ha elaborato per primo il limite di Eddington?

R: Arthur Eddington ha elaborato per primo il limite di Eddington.

D: Che cos'è il limite di Eddington?

R: Il limite di Eddington è un limite naturale alla luminosità normale delle stelle.

D: Come reagisce una stella quando supera il limite di Eddington?

R: Quando una stella supera il limite di Eddington, perde massa con un vento stellare molto intenso guidato dalle radiazioni dagli strati esterni.

D: Qual è lo stato di equilibrio all'interno di una stella?

R: Lo stato di equilibrio all'interno di una stella è un equilibrio idrostatico.

D: Come trattava Eddington le stelle nei suoi modelli?

R: Nei suoi modelli, Eddington trattava una stella come una sfera di gas sostenuta contro la gravità da una pressione termica interna.

D: Cosa è necessario per evitare il collasso di una stella nei modelli di Eddington?

R: Nei modelli di Eddington, la pressione di radiazione era necessaria per evitare il collasso della sfera.

D: Il limite di Eddington spiega la luminosità osservata dei buchi neri in accrescimento?

R: Sì, il limite di Eddington spiega la luminosità osservata dei buchi neri in accrescimento, come i quasar.