Kas ir Edingtonas limits?

Edingtona robeža ir nosaukta britu astrofiziķa sera Artura Stenlija Edingtona vārdā, Einšteina laikabiedrs, kurš bija slavens ar to, ka apstiprināja vispārējo relativitātes teoriju, izmantojot aptumsuma novērojumus. Īstajā zvaigznē Edingtona robeža, visticamāk, tiek sasniegta aptuveni 120 saules masās, un šajā brīdī zvaigzne sāk izmest savu apvalku intensīva saules vēja ietekmē. Wolf-Rayet zvaigznes ir masīvas zvaigznes, kurām ir Edingtona robežefekti, kas gadā ar saules vēju izspiež 001% no savas masas.

Kodolreakcijas zvaigznēs bieži vien ir ļoti atkarīgas no temperatūras un spiediena kodolā. Masīvākām zvaigznēm kodols ir karstāks un blīvāks, izraisot paaugstinātu reakciju ātrumu. Šīs reakcijas rada lielu siltumu, un virs Edingtona robežas āra starojuma spiediens pārsniedz gravitācijas kontrakcijas spēku. Tomēr ir dažādi modeļi, kur Edingtona masas ierobežojums ir precīzs, kas atšķiras pat ar koeficientu divi. Mēs neesam pārliecināti, vai novērotā zvaigžņu masas robeža, kas ir ~ 150 Saules masas, ir patiesa robeža, vai arī mēs vienkārši vēl neesam atraduši masīvākas zvaigznes.

Tiek uzskatīts, ka Visuma pirmajos gados, aptuveni 300 miljonus gadu pēc Lielā sprādziena, varēja veidoties ārkārtīgi masīvas zvaigznes, kas satur vairākus simtus saules masu. Tas ir tāpēc, ka šajās zvaigznēs praktiski nebija oglekļa, slāpekļa vai skābekļa (tikai ūdeņraža un hēlija), vielu, kas katalizē ūdeņraža saplūšanas reakcijas, palielinot zvaigznes spožumu. Šīs agrīnās zvaigznes joprojām ļoti ātri sakausēja ūdeņradi, un to mūžs nepārsniedza miljonu gadu.