Limite d'Eddington
La limite d'Eddington, ou luminosité d'Eddington, a été élaborée pour la première fois par Arthur Eddington. Il s'agit d'une limite naturelle à la luminosité normale des étoiles. L'état d'équilibre est un équilibre hydrostatique. Lorsqu'une étoile dépasse la limite d'Eddington, elle perd de la masse sous l'effet d'un vent stellaire très intense, provoqué par le rayonnement de ses couches extérieures.
Les modèles d'Eddington traitaient une étoile comme une sphère de gaz maintenue contre la gravité par la pression thermique interne. Eddington a montré que la pression de radiation était nécessaire pour empêcher l'effondrement de la sphère.
La plupart des étoiles massives ont une luminosité bien inférieure à celle d'Eddington, de sorte que leurs vents sont principalement provoqués par l'absorption de lignes moins intenses. La limite d'Eddington explique la luminosité observée des trous noirs en accrétion tels que les quasars.
Les luminosités de Super-Eddington
La limite d'Eddington explique les taux de perte de masse très élevés observés dans les explosions de η Carinae en 1840-1860. Les vents stellaires réguliers ne peuvent supporter qu'un taux de perte de masse d'environ 10-4-10-3 masses solaires par an. Des taux de perte de masse allant jusqu'à 0,5 masse solaire par an sont nécessaires pour comprendre les explosions de η Carinae. Cela peut être fait à l'aide des vents d'Eddington à large spectre poussés par le rayonnement.
Les sursauts gamma, les novae et les supernovae sont des exemples de systèmes dépassant largement leur luminosité d'Eddington pendant de très courtes périodes, ce qui entraîne des taux de perte de masse courts et très intensifs. Certains binaires de rayons X et galaxies actives sont capables de maintenir des luminosités proches de la limite d'Eddington pendant de très longues périodes. Pour les sources alimentées par l'accrétion, comme les étoiles à neutrons en cours d'accrétion ou les variables cataclysmiques (naines blanches en cours d'accrétion), la limite peut agir pour réduire ou couper le flux d'accrétion. L'accrétion de Super-Eddington sur des trous noirs de masse stellaire est un modèle possible pour les sources de rayons X ultralumineux (ULX).
Pour l'accrétion des trous noirs, toute l'énergie libérée par l'accrétion n'a pas à apparaître comme une luminosité sortante, puisque l'énergie peut être perdue à travers l'horizon des événements, au fond du trou. En fait, ces sources peuvent ne pas conserver l'énergie.
Questions et réponses
Q : Qui a été le premier à calculer la limite d'Eddington ?
R : Arthur Eddington a été le premier à calculer la limite d'Eddington.
Q : Qu'est-ce que la limite d'Eddington ?
R : La limite d'Eddington est une limite naturelle à la luminosité normale des étoiles.
Q : Comment une étoile réagit-elle lorsqu'elle dépasse la limite d'Eddington ?
R : Lorsqu'une étoile dépasse la limite d'Eddington, elle perd de la masse sous l'effet d'un vent stellaire très intense, alimenté par les radiations de ses couches externes.
Q : Quel est l'état d'équilibre d'une étoile ?
R : L'état d'équilibre à l'intérieur d'une étoile est un équilibre hydrostatique.
Q : Comment Eddington traitait-il les étoiles dans ses modèles ?
R : Dans ses modèles, Eddington considérait une étoile comme une sphère de gaz maintenue contre la gravité par une pression thermique interne.
Q : Qu'est-ce qui est nécessaire pour empêcher l'effondrement d'une étoile dans les modèles d'Eddington ?
R : Dans les modèles d'Eddington, la pression de radiation était nécessaire pour empêcher l'effondrement de la sphère.
Q : La limite d'Eddington explique-t-elle la luminosité observée des trous noirs en accrétion ?
R : Oui, la limite d'Eddington explique la luminosité observée des trous noirs accrétants tels que les quasars.
