Astronomie

Que montre la limite d'Eddington (luminosité d'Eddington) ?

Que montre la limite d'Eddington (luminosité d'Eddington) ?

Nous savons que la limite d'Eddington (luminosité d'Eddington) est calculée avec cette formule :

$$L_{Ed} approx 3 * 10^4 * L_{soleil} * frac{M}{M_{soleil}}$$

Exemple : Pour un trou noir avec 10^4 M_{sun}$, nous obtenons $$L_{Ed} = 1,16 * 10^{35} W$$

Ma question est qu'est-ce que cela montre vraiment? Qu'obtient-on en calculant ce nombre ? Cette formule est-elle vraiment utilisée pour calculer la luminosité ou est-elle utilisée pour calculer la masse ?


La limite d'Eddington représente la luminosité maximale qui peut être atteinte par un corps (comme l'étoile) lorsqu'il existe un équilibre hydrostatique (http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/H/Hydrostatic+Equilibrium). Pour une luminosité supérieure à la limite d'Eddington, la force radiative de la luminosité sur la matière dépasse la force gravitationnelle sur la matière. Si la luminosité rayonnée par un disque d'accrétion dépasse la limite d'Eddington, la matière tombant vers le trou noir supermassif peut être emportée.


Limite d'Eddington

le Limite d'Eddington, ou alors Luminosité d'Eddington a d'abord été élaboré par Arthur Eddington. C'est 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 avec un vent stellaire très intense provoqué par le rayonnement de ses couches externes.

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. [1]

La plupart des étoiles massives ont des luminosités bien inférieures à la luminosité d'Eddington, de sorte que leurs vents sont principalement entraînés par l'absorption de raies moins intense. [2] La limite d'Eddington explique la luminosité observée des trous noirs en accumulation tels que les quasars.

La limite d'Eddington explique les taux de perte de masse très élevés observés dans les explosions de η Carinae en 1840-1860. [3] Les vents stellaires réguliers ne peuvent représenter 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 Carinae. Cela peut être fait à l'aide des vents super-Eddington à large spectre entraînés par le rayonnement.

Les sursauts gamma, les novae et les supernovae sont des exemples de systèmes dépassant leur luminosité d'Eddington d'un facteur important pendant de très courtes périodes, ce qui entraîne des taux de perte de masse courts et très intenses. Certains binaires à 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 accrétion telles que les étoiles à neutrons en accrétion ou les variables cataclysmiques (naines blanches en accrétion), la limite peut agir pour réduire ou couper le flux d'accrétion. L'accrétion de Super-Eddington sur les trous noirs de masse stellaire est un modèle possible pour les sources de rayons X ultralumineuses (ULX).

Pour l'accrétion des trous noirs, toute l'énergie libérée par l'accrétion n'a pas à apparaître comme une luminosité sortante, car l'énergie peut être perdue à travers l'horizon des événements, en bas du trou. En effet, de telles sources peuvent ne pas économiser l'énergie.


ARTHUR EDDINGTON

Sir Arthur Eddington était un éminent astrophysicien anglais du début du XXe siècle. Il est peut-être mieux connu pour sa confirmation par observation de la théorie de la relativité générale d'Einstein et de la courbure de la lumière due à la gravité, et son adoption précoce et ses expositions populaires sur la relativité ont contribué à faire connaître la théorie et à diffuser ses idées auprès des anglophones. monde. Cependant, il a également aidé à développer la première véritable compréhension des processus stellaires et de la structure interne des étoiles, et il a établi la limite d'Eddington, qui dicte la limite naturelle de la luminosité des étoiles.

Arthur Stanley Eddington est né le 28 décembre 1882 à Kendal, dans le nord de l'Angleterre. Son père, un enseignant quaker, est mort de la typhoïde alors qu'Eddington n'avait que deux ans, et la famille a déménagé à Weston-super-Mare, où il a grandi dans une relative pauvreté. De 1893 à 1898, il fréquente la Brynmelyn School, où il se démarque, notamment en mathématiques et en littérature anglaise.

Ses résultats scolaires lui ont valu une bourse à l'Owens College de Manchester en 1898, où il s'est rapidement tourné vers la physique. Il a obtenu un baccalauréat ès sciences de première classe en physique en 1902, et a reçu une bourse au Trinity College de Cambridge, où il a été encadré par le mathématicien distingué R. A. Herman. Il a obtenu son baccalauréat en 1905 et a passé du temps à faire des recherches sur l'émission thermoionique au laboratoire Cavendish et à enseigner les mathématiques aux étudiants en génie de première année.

En 1906, Eddington passe à l'astronomie lorsqu'il est nommé au poste d'assistant en chef de l'astronome royal (alors William Christie) à l'observatoire royal de Greenwich. Il a développé une nouvelle méthode statistique basée sur la dérive apparente de deux étoiles d'arrière-plan, ce qui lui a valu le prix Smith en 1907 et une bourse du Trinity College de Cambridge. En 1913, il a été promu au poste de professeur Plumian d'astronomie et de philosophie expérimentale à Cambridge, et l'année suivante, il a été nommé directeur de l'ensemble de l'Observatoire de Cambridge, ainsi que membre de la Royal Society.

Pendant la Première Guerre mondiale, Eddington a lutté pour garder l'amertume de la guerre hors de l'astronomie et, en tant que pacifiste quaker, il a appelé à plusieurs reprises les scientifiques britanniques à préserver leurs amitiés d'avant-guerre et leur collégialité avec les scientifiques allemands. Lorsqu'il a finalement été enrôlé en 1918, il a revendiqué le statut d'objecteur de conscience, et seule l'intervention opportune de l'astronome royal, Frank Dyson et d'autres personnalités de premier plan a empêché Eddington de sortir de prison pour ses opinions.

En tant que secrétaire de la Royal Astronomical Society pendant la Première Guerre mondiale, Eddington a été l'un des premiers à recevoir une série de lettres et d'articles du physicien néerlandais Willem de Sitter concernant la nouvelle théorie générale de la relativité d'Albert Einstein. Eddington était l'un des rares astronomes britanniques possédant les compétences mathématiques nécessaires pour le comprendre correctement (et qui était toujours intéressé par la poursuite d'une théorie développée par un physicien allemand), et il est rapidement devenu le principal partisan et exposant de la relativité en Grande-Bretagne. Les observations et les photographies d'Eddington lors d'une éclipse solaire sur l'île africaine de Príncipe en 1919 ont effectivement confirmé les prédictions d'Einstein d'un léger décalage de la lumière des étoiles causé par le champ gravitationnel du Soleil. Cette vérification de la courbure de la lumière passant près du Soleil (telle que prédite par la théorie de la relativité) a été saluée à l'époque comme une preuve concluante de la relativité générale, même si rétrospectivement la preuve était en fait loin d'être concluante.

En 1916, Eddington commença à étudier les explications physiques possibles des étoiles variables céphéides et à développer la première véritable compréhension des processus stellaires, étendant les travaux antérieurs de Karl Schwarzschild sur la pression de rayonnement et continuant à montrer que la pression thermique interne d'une étoile était nécessaire pour empêcher l'effondrement de la sphère de gaz dû à la gravité. Il a défini la soi-disant luminosité d'Eddington (ou limite d'Eddington) d'une étoile comme le point où la force gravitationnelle vers l'intérieur est égale à la force de rayonnement continue vers l'extérieur, en supposant un équilibre hydrostatique et une symétrie sphérique. Il a démontré que pratiquement toutes les étoiles, y compris les géantes et les naines, se comportaient comme des « gaz idéaux » et que la température intérieure des étoiles devait être de millions (pas seulement de milliers) de degrés. En 1924, il a découvert la relation empirique masse-luminosité pour les étoiles, selon laquelle la luminosité d'une étoile est à peu près proportionnelle à la masse totale à la puissance 3,5.

Quand Eddington a entendu parler de l'article de 1927 de Georges Lemaitre postulant un univers en expansion ou en contraction, et des travaux d'Edwin Hubble sur la récession des nébuleuses spirales, il est rapidement devenu un partisan enthousiaste d'une cosmologie de l'univers en expansion. Cependant, il a rejeté ce qui serait plus tard connu sous le nom de modèle cosmologique du Big Bang comme « trop peu esthétique », préférant la constante cosmologique d'Einstein comme explication de l'évolution de l'univers d'un univers statique newtonien et einsteinien à son état actuel d'expansion.

Les livres et les conférences d'Eddington étaient immensément populaires auprès du public, en grande partie à cause de son exposition claire et divertissante. Einstein lui-même a suggéré que le livre d'Eddington de 1923 « Théorie mathématique de la relativité » était « la meilleure présentation du sujet dans toutes les langues ». Son « La Constitution interne des étoiles » de 1926 est devenu un texte important pour la formation de toute une génération d'astrophysiciens. Ses écrits populaires sur la relativité et la théorie quantique allaient faire de lui, littéralement, un nom familier en Grande-Bretagne entre les deux guerres mondiales.

Plus tard dans sa vie, Eddington (comme Einstein, Dirac et d'autres) a continué à poursuivre ce qu'il a appelé une "théorie fondamentale" qui pourrait unifier la théorie quantique, la relativité et la gravitation. Bien qu'il n'ait jamais terminé cette recherche avant sa mort, certaines de ses théories provisoires ou abandonnées sous-tendent de nombreuses tentatives modernes d'une grande théorie unifiée, et bon nombre de ses théories exploratoires plus intuitives ont ensuite été confirmées par des observations empiriques.

Eddington a été fait chevalier en 1930 et a reçu l'Ordre du Mérite en 1938, ainsi que de nombreuses autres distinctions décernées par des sociétés astronomiques du monde entier. Il ne s'est jamais marié. Il est décédé à Cambridge, en Angleterre, le 22 novembre 1944, à l'âge de 61 ans, et est enterré à la paroisse de l'Ascension Burial Ground à Cambridge.


2 MODÈLES

Cette section est divisée en trois parties. La première partie présente la configuration générale qui s'applique également aux disques minces et minces, tandis que les deuxième et troisième parties se concentrent respectivement sur les modèles de disques minces et minces.

2.1 Configuration générale

Dans cette contribution, nous utilisons un repère cylindrique <s, , z> avec la distance r à l'origine, r 2 =s 2 +z 2 .

Le taux d'accrétion critique à une position donnée s est noté ⁠ , tandis que le taux d'accrétion classique d'Eddington est identifié par ⁠ .


Autres facteurs[modifier]

La limite d'Eddington n'est pas une limite stricte sur la luminosité d'un objet stellaire. La limite ne tient pas compte de plusieurs facteurs potentiellement importants, et des objets super-Eddington ont été observés qui ne semblent pas avoir le taux de perte de masse élevé prédit. D'autres facteurs pouvant affecter la luminosité maximale d'une étoile comprennent :

  • Porosité. Un problème avec les vents constants entraînés par un rayonnement à large spectre est que le flux radiatif et l'échelle d'accélération gravitationnelle avec r  −2 . Le rapport entre ces facteurs est constant, et dans une étoile super-Eddington, l'enveloppe entière deviendrait gravitationnellement non liée en même temps. Ceci n'est pas observé. Une solution possible consiste à introduire une porosité atmosphérique, où nous imaginons que l'atmosphère stellaire se compose de régions plus denses entourées de régions de gaz à plus faible densité. Cela réduirait le couplage entre le rayonnement et la matière, et la pleine force du champ de rayonnement ne serait visible que dans les couches extérieures plus homogènes et de plus faible densité de l'atmosphère.
  • Turbulence. Un facteur de déstabilisation possible pourrait être la pression turbulente apparaissant lorsque l'énergie dans les zones de convection crée un champ de turbulence supersonique. L'importance des turbulences est cependant débattue. Β]
  • Bulles de photons. Un autre facteur qui pourrait expliquer certains objets super-Eddington stables est l'effet de bulle de photons. Des bulles de photons se développeraient spontanément dans des atmosphères dominées par le rayonnement lorsque la pression de rayonnement dépasse la pression du gaz. On peut imaginer une région de l'atmosphère stellaire avec une densité inférieure à celle de l'environnement, mais avec une pression de radiation plus élevée. Une telle région s'élèverait à travers l'atmosphère, le rayonnement se diffusant depuis les côtés, ce qui entraînerait une pression de rayonnement encore plus élevée. Cet effet pourrait transporter le rayonnement plus efficacement qu'une atmosphère homogène, augmentant le taux de rayonnement total autorisé. Dans les disques d'accrétion, les luminosités peuvent atteindre 10 à 100 fois la limite d'Eddington sans subir d'instabilités. Γ]

Dépasser la limite d'Eddington sans avoir de ticket

Nous passons en revue ici la théorie des atmosphères poreuses et comment super-Eddington des systèmes peuvent survenir. Avant de le faire, nous commençons par un arrière-plan pour nous rappeler la limite de luminosité d'Eddington et la tradition standard, qu'il existe une luminosité maximale avec laquelle les objets peuvent briller en régime permanent. L'arrière-plan résume également les principales preuves d'observation démontrant l'existence d'objets super-Eddington, c'est-à-dire que la tradition standard est en fait fausse.

1. La luminosité d'Eddington :

Le rayonnement exerce une pression. Cela implique que dans les systèmes lumineux il y a une force vers l'extérieur par la luminosité sortante, en plus de la force gravitationnelle tirant le gaz vers l'intérieur. Dans le soleil, cette force radiative est plus de 10 000 fois plus petite que l'attraction gravitationnelle, mais dans les étoiles plus massives, cette force radiative vers l'extérieur peut approcher la force de gravité.

Dans l'image classique, on ne peut pas dépasser la limite d'Eddington tout en maintenant le système en régime permanent, car rien ne pourrait équilibrer la force nette vers l'extérieur, et le gaz sera nécessairement accéléré vers l'extérieur, "évaporant" ainsi le système. Dans une explosion de supernova, par exemple, les grands flux accélèrent le gaz vers l'extérieur et les systèmes sont assez loin d'un état stable, donc la limite ne s'applique pas. Mais dans les systèmes qui restent intacts pendant des durées beaucoup plus longues que leur échelle de temps dynamique, la limite devrait être pertinente, du moins selon l'image classique.

Étant donné que le flux radiatif et la force gravitationnelle tombent tous les deux comme la distance du centre de l'objet au carré, la luminosité critique au-dessus de laquelle aucun état stable ne devrait exister ne dépend pas de la distance du centre de l'objet, juste de la masse totale pour le objet. Cette luminosité critique, appelée luminosité d'Eddington, est :

avec $kappa_m$ étant l'opacité par unité de masse.

2. La nature dépassant la limite d'Eddington

L'argument succinct pour lequel une luminosité maximale devrait exister est décrit ci-dessus. Il existe cependant plusieurs systèmes dans la nature où le comportement de super-Eddington est observé sans équivoque. D'autres systèmes peuvent surement exister, mais il est plus compliqué de prouver leur caractère super-Eddington et sont donc moins convaincants.

Une. &eta-Carina en tant qu'objet super-Eddington

L'étoile est certainement l'un des objets les plus intéressants de notre galaxie. C'est une étoile massive très lumineuse (et éventuellement binaire). C'est aussi une variable bleue lumineuse, ce qui implique qu'elle change de manière erratique sa luminosité. Une de ces flambées a été son éruption de 20 ans à la fin du 19 e siècle.

Au cours de la grande éruption, l'étoile, qui n'est généralement pas l'une des plus visibles dans le ciel, est devenue la deuxième plus brillante, juste derrière Sirius ! Étant donné que sa masse estimée est de l'ordre de 100 masses solaires, la luminosité élevée implique que l'étoile doit avoir rayonné au moins 5 fois sa luminosité d'Eddington. À cette luminosité élevée, l'objet aurait dû perdre beaucoup plus de masse qu'il ne l'a fait, mais il n'a éjecté « que » quelques masses solaires de matière. Sous une description standard de l'atmosphère stellaire, aucune solution cohérente ne peut être trouvée.

Bien sûr, si &eta-Car est une étoile de 500 masses solaires, cela n'aurait pas dû être super-Eddington, mais une étoile aussi massive aurait eu du mal à exister étant donné qu'elle aurait été terriblement instable. (De telles étoiles, ou même des étoiles plus massives, auraient pu exister en tant que première génération d'étoiles lorsque les éléments lourds étaient absents, mais pas aujourd'hui dans notre galaxie).

B. Novae comme objets super-Eddington :

Les novae sont des naines blanches qui accumulent de la matière riche en hydrogène à partir d'une étoile compagne. Une fois qu'une quantité suffisante de matière est accumulée, elle subit une emballement thermonucléaire où l'hydrogène est enflammé et brûlé en hélium. Une fois que le système se stabilise, son état d'équilibre attendu est celui donné par le Relation de la luminosité de la masse centrale décrit pour la première fois par Paczynski en 1970. La luminosité de cet état stationnaire devrait être fonction de la masse du noyau (WD), mais pas de celle de l'enveloppe. Elle devrait augmenter avec la masse du cœur et se saturer à la limite de luminosité d'Eddington.

Puisque les naines blanches ne peuvent pas être plus massives que la limite de Chandrasekhar, une éruption plus brillante que 100000 LSoleil est nécessairement super-Eddington indépendamment de la masse réelle de la naine blanche ou de la teneur réelle en hydrogène dans l'atmosphère (c'est-à-dire que la limite d'Eddington devrait être généralement encore plus petite).

Les novae les plus brillantes peuvent atteindre des luminosités beaucoup plus brillantes. Par exemple, Nova LMC 1991 a atteint un chiffre stupéfiant de 700 000 LSoleil, et était donc super-Eddington pendant au moins 2 semaines. De toute évidence, les novae prouvent sans équivoque que les objets peuvent briller plus fort que leurs luminosités d'Eddington pendant des durées plus longues que leur échelle de temps dynamique par ordre de grandeur. Novae est peut-être tombé en dehors de la liste des objets astrophysiques sexy, mais ils sont néanmoins l'un des meilleurs objets super-Eddington à étudier. C'est particulièrement le cas compte tenu des nombreuses données d'observation qui existent.

D'après la théorie, nous ne nous attendons pas à ce que les objets dépassent la limite d'Eddington, de toute évidence cependant, la nature trouve un moyen de dépasser la limite. Ci-dessous, je décris la seule théorie qui explique comment de tels systèmes à l'état stable peuvent dépasser la limite d'Eddington. Le principal mérite de la théorie est qu'elle prédit correctement diverses caractéristiques observées de ces systèmes, en particulier les vents que ces objets accélèrent.

3. La grande image

Avant d'entrer dans les détails, commençons par la vue d'ensemble, qui explique comment les atmosphères peuvent dépasser la limite d'Eddington. À savoir, comment les atmosphères peuvent avoir un flux très élevé sans s'éclater :

(a) Les parties internes : lorsqu'un objet, comme &eta-Car, devient super-Eddington, c'est-à-dire lorsque l'énergie totale qu'il émet est supérieure à la luminosité d'Eddington, la plupart de l'objet sera en fait témoin d'un flux radiatif sub-Eddington. En effet, à mesure que l'on approche de la luminosité d'Eddington, la convection (c'est-à-dire le transport de chaleur à l'aide d'un flux macroscopique, tel que l'eau dans une marmite bouillante) est toujours excitée et est suffisamment efficace pour maintenir la majeure partie de l'étoile sous-Eddington. C'est-à-dire que suffisamment de transport d'énergie est retiré du champ de rayonnement, de sorte que le flux restant est maintenu en dessous de la luminosité d'Eddington.

(b) Une atmosphère poreuse - L'élément crucial derrière les atmosphères super Eddington: La convection nécessite un gaz suffisamment dense. Lorsque la densité du gaz n'est pas suffisamment élevée, la convection n'est pas efficace et la majeure partie du flux d'énergie doit être transportée par le rayonnement. Le flux radiatif devrait alors être super-Eddington. Fait intéressant, cependant, la couche reste effectivement sous-Eddington. Le flux lui-même est super-Eddington, mais la force totale exercée par le champ de rayonnement est inférieure à celle attendue d'une luminosité super-Eddington. Comment venir? Le secret réside dans le fait que ces atmosphères deviendront inhomogènes ou poreuses, de sorte qu'au lieu de traverser tout le matériau, le champ de rayonnement est canalisé à travers des cavités ou des régions de moindre masse. C'est-à-dire que le champ de rayonnement contourne les obstacles.

(c) Vent optiquement épais - Lorsque les perturbations résultant des instabilités (qui devraient être de l'ordre de la hauteur de l'échelle atmosphérique - l'échelle de longueur sur laquelle la densité tombe de manière significative), perdent leur opacité, l'opacité effective tend vers la valeur microscopique et la limite effective d'Eddington tend vers la valeur classique. A ce rayon, le efficace La luminosité d'Eddington est égale à la luminosité totale. A partir de ce point vers l'extérieur, il y a une force nette vers l'extérieur et un vent est accéléré.


Utilisation de la luminosité d'Eddington pour calculer la masse

Les réactions nucléaires dans le noyau d'une étoile sont très sensibles à la pression et à la température, de sorte que les étoiles de masse élevée ont des luminosités beaucoup plus élevées. On a observé que les luminosités des étoiles massives obéissaient à la relation d'échelle suivante avec la masse (M) :

Lstar = (34,2)*M^2,4, où M, L ont des unités de MSun, LSun.

La limite d'Eddington est la luminosité maximale qu'un objet (comme une étoile) peut atteindre tout en conservant un équilibre entre la force d'énergie vers l'extérieur du centre et l'attraction de la gravité vers l'intérieur. La formule suivante est pour la limite d'Eddington (LEdd), c'est-à-dire la luminosité qui arrête l'attraction de la gravité vers l'intérieur :

LEdd = (3,2*10^4)*M, où M, L ont des unités de MSun, LSun.

une. En utilisant ces deux équations, calculez la masse maximale d'une étoile en unités solaires.

b. Un quasar brillant a une luminosité d'environ 10^13 LSun. La source de son pouvoir est un trou noir supermassif qui attire le gaz environnant dans un chaud (

10^6 K), disque d'accrétion compact qui émet de la lumière. Si le quasar doit continuer à attirer du gaz dans son trou noir central, quelle est sa masse minimale ?


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(E˙G)1/5 (où E˙ est la vitesse de chauffage) à la vitesse d'échappement stellaire près de la région de chauffage vesc(rh). Pour vcrit vesc(rh), la puissance cinétique du vent aux grands rayons E˙w

E˙. Pour vcrit vesc(rh), la majeure partie de l'énergie est utilisée pour délier le matériau éolien et donc E˙w ≤ E˙. Les simulations hydrodynamiques multidimensionnelles sans diffusion du rayonnement utilisant le flash et les simulations hydrodynamiques unidimensionnelles avec diffusion du rayonnement utilisant le mesa sont en bon accord avec les prédictions analytiques. La luminosité des photons du vent est elle-même super-Eddington, mais dans de nombreux cas, la luminosité des photons est probablement dominée par des «chocs internes» dans le vent. Nous discutons de l'application de nos modèles à la perte de masse éruptive d'étoiles massives et soutenons que les modèles de vent décrits ici peuvent expliquer les propriétés générales des sorties de LBV et l'augmentation de la perte de masse dans les années précédant les supernovae à effondrement du noyau de type IIn. ",

Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

T1 - Vents stellaires de Super-Eddington entraînés par le dépôt d'énergie près de la surface

N1 - Copyright de l'éditeur : © 2016 Les auteurs.

N2 - Nous développons des modèles analytiques et numériques des propriétés des vents stellaires super-Eddington, motivés par des phases d'évolution stellaire lorsque le dépôt d'énergie super-Eddington (via, par exemple, la fusion instable, le réchauffement des vagues ou un compagnon binaire) chauffe une région proche de la surface stellaire. Cela semble se produire dans les éruptions géantes de variables bleues lumineuses (LBV), les progéniteurs de supernovae de type IIn, les novae classiques et les sursauts de rayons X. Nous montrons que lorsque la puissance cinétique du vent dépasse Eddington, les photons sont piégés et se comportent comme un fluide. La convection ne joue pas un rôle important dans le transport de l'énergie éolienne. Les propriétés du vent dépendent du rapport d'une vitesse caractéristique dans le problème vcrit

(E˙G)1/5 (où E˙ est la vitesse de chauffage) à la vitesse d'échappement stellaire près de la région de chauffage vesc(rh). Pour vcrit vesc(rh), la puissance cinétique du vent aux grands rayons E˙w

E˙. Pour vcrit vesc(rh), la majeure partie de l'énergie est utilisée pour délier le matériau éolien et donc E˙w ≤ E˙. Les simulations hydrodynamiques multidimensionnelles sans diffusion du rayonnement utilisant le flash et les simulations hydrodynamiques unidimensionnelles avec diffusion du rayonnement utilisant le mesa sont en bon accord avec les prédictions analytiques. La luminosité des photons du vent est elle-même super-Eddington, mais dans de nombreux cas, la luminosité des photons est probablement dominée par des «chocs internes» dans le vent. Nous discutons de l'application de nos modèles à la perte de masse éruptive d'étoiles massives et soutenons que les modèles de vent décrits ici peuvent expliquer les propriétés générales des sorties de LBV et l'augmentation de la perte de masse dans les années précédant les supernovae à effondrement du noyau de type IIn.

AB - Nous développons des modèles analytiques et numériques des propriétés des vents stellaires super-Eddington, motivés par des phases d'évolution stellaire lorsque le dépôt d'énergie super-Eddington (via, par exemple, la fusion instable, le réchauffement des vagues ou un compagnon binaire) chauffe une région proche du surface stellaire. Cela semble se produire dans les éruptions géantes de variables bleues lumineuses (LBV), les progéniteurs de supernovae de type IIn, les novae classiques et les sursauts de rayons X. Nous montrons que lorsque la puissance cinétique du vent dépasse Eddington, les photons sont piégés et se comportent comme un fluide. La convection ne joue pas un rôle important dans le transport de l'énergie éolienne. Les propriétés du vent dépendent du rapport d'une vitesse caractéristique dans le problème vcrit

(E˙G)1/5 (où E˙ est la vitesse de chauffage) à la vitesse d'échappement stellaire près de la région de chauffage vesc(rh). Pour vcrit vesc(rh), la puissance cinétique du vent aux grands rayons E˙w

E˙. Pour vcrit vesc(rh), la majeure partie de l'énergie est utilisée pour délier le matériau éolien et donc E˙w ≤ E˙. Les simulations hydrodynamiques multidimensionnelles sans diffusion du rayonnement utilisant le flash et les simulations hydrodynamiques unidimensionnelles avec diffusion du rayonnement utilisant le mesa sont en bon accord avec les prédictions analytiques. La luminosité des photons du vent est elle-même super-Eddington, mais dans de nombreux cas, la luminosité des photons est probablement dominée par des «chocs internes» dans le vent. Nous discutons de l'application de nos modèles à la perte de masse éruptive d'étoiles massives et soutenons que les modèles de vent décrits ici peuvent expliquer les propriétés générales des sorties de LBV et l'augmentation de la perte de masse dans les années précédant les supernovae à effondrement du noyau de type IIn.


Que montre la limite d'Eddington (luminosité d'Eddington) ? - Astronomie

Les sources de rayons X ultralumineuses (ULX) sont principalement alimentées par accrétion dans les étoiles à neutrons ou les trous noirs de masse stellaire. Accrétion à des taux dépassant la limite d'Eddington par des facteurs allant de quelques centaines à quelques centaines, la pression de radiation devrait gonfler le disque d'accrétion et entraîner des vents rapides qui ont en fait été observés à des fractions significatives de la vitesse de la lumière. Compte tenu de la luminosité super-Eddington, le disque d'accrétion sera plus épais que dans les accréteurs sub-Eddington tels que les noyaux galactiques actifs communs et les binaires de rayons X, conduisant à une distribution d'énergie spectrale différente et, éventuellement, à un état thermique différent du vent. Ici, nous montrons la première tentative de calcul du bilan de photoionisation des vents entraînés par une forte pression de rayonnement dans des disques épais en mettant l'accent sur les ULX hébergeant des trous noirs ou des étoiles à neutrons non magnétiques. Nous constatons que les vents sont généralement en équilibre thermiquement stable, mais des variations à long terme du taux d'accrétion et de l'inclinaison dues à la précession peuvent avoir des effets significatifs sur l'apparence et la stabilité du vent. Les tendances de notre modèle peuvent expliquer la corrélation observée entre les résidus spectraux autour de 1 keV et l'état spectral ULX. Nous trouvons également une corrélation possible entre la dureté spectrale de l'ULX, la vitesse du vent et le paramètre d'ionisation à l'appui du scénario général.


Arthur Eddington

Sir Arthur Eddington
Crédit : Bibliothèque du Congrès des États-Unis'
Division tirages et photographies

Arthur Eddington était un astronome, physicien et mathématicien britannique. Il est né à Cumbria, au Royaume-Uni, avant de déménager à Weston-super-Mare alors qu'il était enfant. Il n'était pas issu d'une famille aisée mais réussissait si bien à l'école qu'il obtint une bourse pour aller à l'Owen's College de Manchester. Il a obtenu un diplôme de physique en 1902. Arthur s'est ensuite vu proposer un poste au Trinity College de Cambridge où il a obtenu sa maîtrise. Il a travaillé à l'Observatoire royal de Greenwich, à Londres, avant de retourner à Cambridge cinq ans plus tard.

Il a été la première personne à proposer que les étoiles soient alimentées par la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium. La limite à la luminosité d'une étoile avant qu'elle ne commence à s'effondrer porte son nom, le Luminosité d'Eddington.

Il est surtout connu pour ses travaux sur la théorie de la relativité d'Einstein. Arthur a effectué des observations d'une éclipse solaire pour confirmer la théorie. Ce travail était considéré comme si important qu'il l'empêcha de commencer son service militaire pendant la Première Guerre mondiale. Arthur en était heureux car il était pacifiste, mais il a proposé de rejoindre une unité d'ambulance ou de travailler comme ouvrier agricole sur son sol.

Arthur a vu l'éclipse depuis l'île de Principe, au large de la côte ouest de l'Afrique. Il a choisi cet endroit parce qu'il y avait de bonnes chances d'avoir un ciel dégagé et qu'il pouvait y voir l'éclipse en entier. Pendant l'obscurité de l'éclipse, Arthur a pris des photographies d'étoiles proches du Soleil. Ces étoiles sont normalement bloquées par la lumière du Soleil pendant la journée. Arthur a observé que les étoiles proches du Soleil avaient leur lumière décalée par le champ gravitationnel du Soleil. Cela a confirmé la théorie de la relativité d'Einstein.

Il écrivit plus tard ce court poème sur la découverte :

Oh laisse les sages nos mesures à rassembler
Une chose au moins est sûre, la LUMIÈRE a du POIDS,
Une chose est sûre, et le reste débat...
Les rayons lumineux, lorsqu'ils sont près du Soleil, NE VONT PAS TOUT DROIT.


Voir la vidéo: How To Derive The Eddington Limit (Août 2021).