愛丁頓光度

愛丁頓光度（英語：Eddington luminosity）或者愛丁頓極限（英語：Eddington limit），是吸積天體所能達到的最大光度。天體在吸積周圍介質的同時發出輻射，當吸積物質累積到一定程度，輻射壓(光壓)會阻止物質進一步下落。此時天體作用在一個粒子上向內的重力與其受到向外的輻射壓力達到平衡。平衡的狀態被稱為流體靜力平衡。當一個恆星超過愛丁頓光度，它將從它的外層發起非常強烈的輻射驅動的星風。由於大多數恆星都遠低於愛丁頓光度，它們的星風多是由較不強烈的吸收線驅動^[1]。愛丁頓光度極限理念卻認為，沒有恆星是可以在誕生時已有超過150個太陽質量。當一顆恆星的質量達120倍太陽質量以上時，必然會發生猛烈爆炸。超過這個極限時，恆星將會排擠自己，或開始流失質量，直至其內部降低到至恆星可以承受的速率。在理論上，由於恆星風會讓許多物質流出，一顆更巨大的恆星不能一直維持如此巨大的質量。^[2]愛丁頓光度被激發來解釋吸積黑洞的觀測亮度，例如類星體。

表達式

對於純粹電離氫，愛丁頓光度的表達式是：

${\displaystyle {\begin{aligned}L_{\rm {Edd}}&={\frac {4\pi GMm_{\rm {p}}c}{\sigma _{\rm {T}}}}\\&\cong 1.26\times 10^{31}\left({\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right){\rm {W}}=3.2\times 10^{4}\left({\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right)L_{\bigodot }\end{aligned}}}$

其中${\displaystyle m_{\rm {p}}}$是質子的質量，${\displaystyle \sigma _{\rm {T}}}$是電子的湯姆生散射截面，${\displaystyle M_{\bigodot }}$和${\displaystyle L_{\bigodot }}$分別是太陽的質量和光度。上式表明天體吸積所能達到的光度與其自身質量成正比，並且太陽的愛丁頓光度是其光度的10⁴倍。

在流體靜力學平衡的來源的最大亮度是愛丁頓光度。如果亮度超過愛丁頓光度，則輻射壓力驅動一個流失的外流。

超級愛丁頓光度

一般說來，普通恆星的光度遠遠低於愛丁頓光度。伽瑪射線暴、新星、超新星爆發可以在很短時間內大大超過愛丁頓光度，導致在短時間的和很高強度的質量損失率。一些X射線聯星和活動星系核都能夠保持接近愛丁頓光度極限很長的時間。對於吸積動力來源，例如吸積中子星或激變變星（吸積白矮星），極限可以起到減少或切斷吸積流，強加給吸積對應於在光度上的愛丁頓極限。恆星質量的黑洞的超級愛丁頓吸積是超亮X射線源（英語：Ultraluminous X-ray source）（ULXs）一個可能的模式。

參見

• 吸積
• 林軌跡
• 巨大質量恆星列表

參考資料

1. A. J. van Marle; S. P. Owocki; N. J. Shaviv. Continuum driven winds from super-Eddington stars. A tale of two limits. AIP Conference Proceedings. 2008, 990: 250–253. Bibcode:2008AIPC..990..250V. arXiv:0708.4207 . doi:10.1063/1.2905555.
2. Andrew Ulmer, Edward L. Fitzpatrick. Revisiting the Modified Eddington Limit for Massive Stars. The Astrophysical Journal. 1998, 504 (1): 200 [2018-04-02]. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/306048 （英語）.

外部連結

• （英文）超越愛丁頓極限 （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）.