בהירות אדינגטון

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה לניווט קפיצה לחיפוש

בהירות אדינגטון, הידועה גם בשם גבול אדינגטון, היא שיא הבהירות שגוף שמיימי כמו כוכב יכול להשיג בשיווי המשקל בין לחץ קרינה שהוא פולט החוצה וכח הכבידה של משקלו הדוחף פנימה. שיווי משקל זה נקרא שיווי משקל הידרוסטטי. כאשר כוכב עובר את בהירות אדינגטון הוא ייצר רוח שמש חזקה ביותר מהשכבות החיצוניות שלו ועלול להתפרק. כיוון שלרוב הכוכבים המסיביים בהירות פחותה בהרבה מבהירות אדינגטון הם מייצרים רוח שמש בתהליך הרבה פחות עוצמתי. ההסבר של בהירות אדינגטון נוצר כדי להסביר את הבהירויות העצומות בתהליכים כמו ספיחה של חור שחור וקוואזרים. על פי החישובים המעודכנים, גבול אדינגטון יבוא לידי ביטוי בכוכבים בעלי מסה של 150 מסות שמש ויותר כמו למשל הכוכב המסיבי ביותר שנצפה עד כה (2014), R136a1 שמסתו 265 מסות שמש.

התהליך קרוי על שמו של סר ארתור אדינגטון. תחילה לקח אדינגטון בחישוביו רק את תנועת האלקטרון בחשבו את גבול אדינגטון, מה שקרוי היום גבול אדינגטון קלאסי. חישובים מעודכנים בני ימינו לוקחים בחשבון גם תהליכי קרינה נוספים.

ניר שביב הראה שגבול אדינגטון אינו גבול עליון כפי שחשבו[1]. דהיינו, גופים שונים יכולים להאיר בעצמת הארה גבוהה יותר ללא שהם יתפרקו כתוצאה מלחץ הקרינה. זאת מפני שגופים המאירים בעצמה גבוהה מפתחים אי-יציבויות המורידות את האטימות הממוצעת של החומר. בכך הסביר שביב כיצד יכול הכוכב אטא קארינה להאיר פי כחמישה יותר מאשר גבול אדינגטון, או כיצד נובות יכולות להאיר בעצמה גבוהה כל כך.

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ Shaviv, N. J. The theory of steady-state super-Eddington winds and its application to novae. Mon. Not. Roy. Astr. Soc. 2001;326:126–146.
P physics.svg ערך זה הוא קצרמר בנושא פיזיקה. אתם מוזמנים לתרום לוויקיפדיה ולהרחיב אותו.