에딩턴 한계

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에딩턴 한계(영어: Eddington limit)라고도 표현되는 에딩턴 광도(영어: Eddington luminosity)는 (항성 같은)물체가 외부로 작용하는 복사력과 안쪽으로 작용하는 중력이 평형을 이루는 상태에 있을 때 도달할 수 있는 최대 광도이다. 평형 상태는 유체 정역학적 평형이라고 불린다. 별이 에딩턴 광도를 넘어서면, 별은 매우 강렬한 복사로 인해 항성풍으로 자신의 바깥층을 날려버린다. 대부분의 무거운 별들은 에딩턴 광도보다 훨씬 작은 광도를 가지고 있기 때문에, 이들의 항성풍은 대부분 덜 강렬한 선 흡수에 의해 발생한다.[1] 에딩턴 한계는 퀘이사처럼 관측된 강착중인 블랙홀의 광도를 설명하기 위해 언급된다.

원래 아서 스탠리 에딩턴 경은 이 한계를 유도할 때 오직 전자 산란만을 고려했는데, 오늘날에는 그것을 고전적인 에딩턴 한계라고 불린다. 오늘날의 수정된 에딩턴 한계는 속박-자유와 자유-자유 복사 상호작용(제동복사 참고)과 같은 다른 복사 과정을 고려하고 있다.

참조[편집]

  1. A. J. van Marle, S. P. Owocki; N. J. Shaviv (2008년). Continuum driven winds from super-Eddington stars. A tale of two limits. 《AIP Conference Proceedings》 990: 250–253. arXiv:0708.4207. doi:10.1063/1.2905555. Bibcode2008AIPC..990..250V.