ดาราศาสตร์

Eddington Limit (Eddington Luminosity) แสดงอะไร?

Eddington Limit (Eddington Luminosity) แสดงอะไร?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

เรารู้ว่า Eddington Limit (Eddington Luminosity) คำนวณโดยใช้สูตรนี้:

$$L_{Ed} ประมาณ 3 * 10^4 * L_{sun} * frac{M}{M_{sun}}$$

ตัวอย่าง: สำหรับหลุมดำที่มี $10^4 M_{sun}$ เราได้รับ $$L_{Ed} = 1.16 * 10^{35} W$$

คำถามของฉันคือสิ่งที่มันแสดงให้เห็นจริงๆ? เราได้อะไรจากการคำนวณตัวเลขนี้ สูตรนี้ใช้คำนวณความส่องสว่างได้จริงหรือ ใช้ในการคำนวณมวล ?


ขีดจำกัดเอดดิงตันแสดงถึงความส่องสว่างสูงสุดที่วัตถุ (เช่น ดาวฤกษ์) สามารถทำได้เมื่อมีสภาวะสมดุลอุทกสถิต (http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/H/Hydrostatic+Equilibrium) สำหรับความส่องสว่างที่มากกว่าขีดจำกัดเอดดิงตัน แรงแผ่รังสีของความส่องสว่างบนสสารจะมากกว่าแรงโน้มถ่วงของสสาร หากความส่องสว่างที่แผ่ออกมาจากจานเพิ่มมวลเกินขีดจำกัดเอดดิงตัน สสารที่ตกลงสู่หลุมดำมวลมหาศาลอาจถูกพัดพาไป


Eddington จำกัด

Eddington จำกัด, หรือ ความสว่างไสวของเอดดิงตัน ทำงานครั้งแรกโดย Arthur Eddington เป็นการจำกัดความส่องสว่างตามปกติของดวงดาวโดยธรรมชาติ สภาวะสมดุลคือสภาวะสมดุลอุทกสถิต เมื่อดาวฤกษ์เกินขีดจำกัดเอดดิงตัน มันจะสูญเสียมวลด้วยลมดาวฤกษ์ที่ขับเคลื่อนด้วยรังสีที่รุนแรงมากจากชั้นนอก

แบบจำลองของ Eddington ถือว่าดาวฤกษ์เป็นทรงกลมของก๊าซที่ต้านแรงโน้มถ่วงโดยความดันความร้อนภายใน เอ็ดดิงตันแสดงให้เห็นว่าแรงดันรังสีเป็นสิ่งจำเป็นเพื่อป้องกันการยุบตัวของทรงกลม [1]

ดาวมวลสูงส่วนใหญ่มีความส่องสว่างต่ำกว่าความส่องสว่างของเอดดิงตันมาก ดังนั้นลมของพวกมันส่วนใหญ่ถูกขับเคลื่อนโดยการดูดกลืนเส้นที่มีความเข้มข้นน้อยกว่า [2] ขีด จำกัด Eddington อธิบายความส่องสว่างที่สังเกตได้ของการเพิ่มหลุมดำเช่นควาซาร์

ขีด จำกัด Eddington อธิบายถึงอัตราการสูญเสียมวลที่สูงมากซึ่งเห็นได้จากการระเบิดของ η Carinae ในปี 1840–1860 [3] ลมดาวฤกษ์ปกติสามารถยืนได้เพียงอัตราการสูญเสียมวลประมาณ 10 -4 –10 −3 มวลดวงอาทิตย์ต่อปี อัตราการสูญเสียมวลมากถึง 0.5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ต่อปีเป็นสิ่งจำเป็นเพื่อทำความเข้าใจการปะทุของ η Carinae สิ่งนี้สามารถทำได้ด้วยความช่วยเหลือของลมที่ขับเคลื่อนด้วยรังสีสเปกตรัมกว้าง super-Eddington

การระเบิดของรังสีแกมมา โนวา และซุปเปอร์โนวาเป็นตัวอย่างของระบบที่เกินความส่องสว่างในเอดดิงตันโดยปัจจัยขนาดใหญ่ในช่วงเวลาสั้นมาก ส่งผลให้อัตราการสูญเสียมวลในระยะสั้นและเข้มข้นสูง เอกซเรย์ไบนารีและดาราจักรแอคทีฟบางแห่งสามารถคงความส่องสว่างไว้ใกล้กับขีดจำกัดเอดดิงตันเป็นเวลานานมาก สำหรับแหล่งพลังงานที่เพิ่มขึ้น เช่น การเพิ่มดาวนิวตรอนหรือตัวแปร cataclysmic (การเพิ่มดาวแคระขาว) ขีดจำกัดอาจทำหน้าที่ลดหรือตัดการไหลของการเพิ่มขึ้น การเพิ่มซูเปอร์เอดดิงตันบนหลุมดำมวลดาวฤกษ์เป็นหนึ่งในแบบจำลองที่เป็นไปได้สำหรับแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่ส่องสว่างมาก (ULXs)

สำหรับการเพิ่มหลุมดำ พลังงานทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากการเพิ่มขึ้นไม่จำเป็นต้องปรากฏเป็นความส่องสว่างที่ส่งออก เนื่องจากพลังงานสามารถสูญเสียผ่านขอบฟ้าเหตุการณ์ลงไปที่หลุมได้ แหล่งดังกล่าวอาจไม่ประหยัดพลังงานอย่างมีประสิทธิผล


อาร์เธอร์ เอดดิงตัน

เซอร์ อาร์เธอร์ เอดดิงตัน เป็นนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอังกฤษผู้มีชื่อเสียงในช่วงต้นศตวรรษที่ 20 บางทีเขาอาจเป็นที่รู้จักดีที่สุดจากการยืนยันจากการสังเกตของเขาเกี่ยวกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์และการโค้งงอของแสงอันเนื่องมาจากแรงโน้มถ่วง และการนำทฤษฎีสัมพัทธภาพมาใช้ในช่วงแรกๆ และการแสดงความเห็นของทฤษฎีสัมพัทธภาพที่เป็นที่นิยมนั้นเป็นเครื่องมือในการประชาสัมพันธ์ทฤษฎีนี้และเผยแพร่ความคิดไปยังผู้ที่พูดภาษาอังกฤษ โลก. อย่างไรก็ตาม เขายังช่วยพัฒนาความเข้าใจที่แท้จริงประการแรกเกี่ยวกับกระบวนการของดาวฤกษ์และโครงสร้างภายในของดวงดาว และเขาได้กำหนดขีดจำกัดของเอดดิงตัน ซึ่งกำหนดขีดจำกัดตามธรรมชาติของความส่องสว่างของดาว

อาร์เธอร์ สแตนลีย์ เอดดิงตัน เกิดเมื่อวันที่ 28 ธันวาคม พ.ศ. 2425 ในเมืองเคนดัล ทางตอนเหนือของอังกฤษ พ่อของเขาซึ่งเป็นครูในโรงเรียนเควกเกอร์เสียชีวิตด้วยโรคไทฟอยด์เมื่อเอดดิงตันอายุเพียง 2 ขวบ และครอบครัวย้ายไปอยู่ที่เวสตัน-ซูเปอร์-แมร์ ซึ่งเขาได้รับการเลี้ยงดูมาด้วยความยากจน จากปีพ.ศ. 2436 ถึง พ.ศ. 2441 เขาเข้าเรียนที่โรงเรียน Brynmelyn ซึ่งทำให้เขาโดดเด่นโดยเฉพาะในด้านคณิตศาสตร์และวรรณคดีอังกฤษ

ผลงานในโรงเรียนของเขาทำให้เขาได้รับทุนเรียนต่อที่ Owens College เมืองแมนเชสเตอร์ในปี 1898 และในไม่ช้าเขาก็หันไปเรียนวิชาฟิสิกส์ เขาสำเร็จการศึกษาระดับปริญญาตรีสาขาฟิสิกส์ในปี ค.ศ. 1902 และได้รับทุนการศึกษาจากวิทยาลัยทรินิตี เมืองเคมบริดจ์ ซึ่งเขาได้รับการสอนโดยนักคณิตศาสตร์ชื่อดัง อาร์. เอ. เฮอร์แมน เขาสำเร็จการศึกษาระดับปริญญาตรีในปี ค.ศ. 1905 และใช้เวลาค้นคว้าเรื่องการปล่อยความร้อนในห้องปฏิบัติการคาเวนดิชและสอนคณิตศาสตร์ให้กับนักศึกษาวิศวกรรมศาสตร์ชั้นปีที่ 1

ในปี ค.ศ. 1906 เอ็ดดิงตันได้ก้าวเข้าสู่วงการดาราศาสตร์เมื่อเขาได้รับการเสนอชื่อให้ดำรงตำแหน่งหัวหน้าผู้ช่วยนักดาราศาสตร์รอยัล (จากนั้นคือวิลเลียม คริสตี้) ที่หอดูดาวรอยัลกรีนิช เขาได้พัฒนาวิธีการทางสถิติใหม่โดยพิจารณาจากการล่องลอยของดาวพื้นหลังสองดวง ซึ่งทำให้เขาได้รับรางวัล Smith's Prize ในปี 1907 และ Fellowship of Trinity College, Cambridge ในปีพ.ศ. 2456 เขาได้รับการเลื่อนตำแหน่งให้เป็นศาสตราจารย์ด้านดาราศาสตร์และปรัชญาการทดลองของ Plumian ที่เมืองเคมบริดจ์ และในปีถัดมา เขาได้รับการเสนอชื่อให้เป็นผู้อำนวยการหอดูดาวเคมบริดจ์ทั้งหมด รวมทั้งเป็น Fellow of the Royal Society

ระหว่างสงครามโลกครั้งที่หนึ่ง เอดดิงตันพยายามดิ้นรนเพื่อขจัดความขมขื่นในสงครามออกจากดาราศาสตร์ และในฐานะผู้รักความสงบของเควกเกอร์ เขาได้เรียกร้องให้นักวิทยาศาสตร์ชาวอังกฤษรักษามิตรภาพก่อนสงครามและการร่วมงานกับนักวิทยาศาสตร์ชาวเยอรมัน ในที่สุดเมื่อเขาถูกเกณฑ์ทหารในปี 2461 เขาอ้างว่ามีสถานะคัดค้านอย่างมีมโนธรรม และมีเพียงการแทรกแซงอย่างทันท่วงทีของนักดาราศาสตร์รอยัล แฟรงก์ ไดสัน และบุคคลสำคัญอื่นๆ ที่ทำให้เอดดิงตันไม่ต้องอยู่ในคุกเพราะความคิดเห็นของเขา

ในฐานะเลขานุการของ Royal Astronomical Society ในช่วงสงครามโลกครั้งที่หนึ่ง Eddington เป็นหนึ่งในคนกลุ่มแรกที่ได้รับจดหมายและเอกสารจำนวนหนึ่งจาก Willem de Sitter นักฟิสิกส์ชาวดัตช์เกี่ยวกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปใหม่ของ Albert Einstein Eddington เป็นหนึ่งในนักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษไม่กี่คนที่มีทักษะทางคณิตศาสตร์ที่จะเข้าใจมันอย่างถูกต้อง (และยังคงสนใจที่จะศึกษาทฤษฎีที่พัฒนาโดยนักฟิสิกส์ชาวเยอรมัน) และเขาก็กลายเป็นผู้สนับสนุนหลักและผู้อธิบายสัมพัทธภาพในสหราชอาณาจักรอย่างรวดเร็ว การสังเกตและภาพถ่ายของเอดดิงตันระหว่างเกิดสุริยุปราคาบนเกาะปรินซิปีในแอฟริกาในปี 2462 ยืนยันการพยากรณ์ของไอน์สไตน์อย่างมีประสิทธิภาพเกี่ยวกับการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยของแสงดาวที่เกิดจากสนามโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ การตรวจสอบการโค้งงอของแสงที่ส่องผ่านเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ (ตามที่ทำนายโดยทฤษฎีสัมพัทธภาพ) ได้รับการยกย่องในเวลานั้นว่าเป็นข้อพิสูจน์สรุปของสัมพัทธภาพทั่วไป แม้ว่าในการหวนกลับ การพิสูจน์จริง ๆ แล้วยังห่างไกลจากข้อสรุป

ในปี ค.ศ. 1916 เอดดิงตันเริ่มตรวจสอบคำอธิบายทางกายภาพที่เป็นไปได้สำหรับดาวแปรผันเซเฟิด และพัฒนาความเข้าใจที่แท้จริงประการแรกเกี่ยวกับกระบวนการของดาวฤกษ์ ขยายงานก่อนหน้าของคาร์ล ชวาร์ซชิลด์เกี่ยวกับความดันการแผ่รังสี และยังคงแสดงให้เห็นว่าความดันความร้อนภายในของดาวฤกษ์เป็นสิ่งจำเป็นเพื่อป้องกัน การล่มสลายของทรงกลมก๊าซเนื่องจากแรงโน้มถ่วง เขากำหนดสิ่งที่เรียกว่าความส่องสว่างเอดดิงตัน (หรือขีดจำกัดเอดดิงตัน) ของดาวฤกษ์เป็นจุดที่แรงโน้มถ่วงเข้าด้านในเท่ากับแรงแผ่รังสีต่อเนื่องออกไปด้านนอก โดยสมมติสมดุลอุทกสถิตและสมมาตรทรงกลม เขาแสดงให้เห็นว่าดาวแทบทุกดวง รวมทั้งดาวยักษ์และดาวแคระมีพฤติกรรมเป็น "ก๊าซในอุดมคติ" และอุณหภูมิภายในของดาวจะต้องเป็นล้าน (ไม่ใช่แค่หลายพันองศา) ในปีพ.ศ. 2467 เขาได้ค้นพบความสัมพันธ์ระหว่างมวลและความส่องสว่างเชิงประจักษ์สำหรับดาวฤกษ์ โดยความส่องสว่างของดาวฤกษ์จะแปรผันตามสัดส่วนโดยประมาณกับมวลรวมยกกำลัง 3.5

เมื่อเอดดิงตันรู้เรื่องกระดาษของจอร์ชส เลอไมตร์ในปี 1927 ที่กล่าวถึงจักรวาลที่กำลังขยายตัวหรือหดตัว และงานของเอ็ดวิน ฮับเบิลเกี่ยวกับการถดถอยของเนบิวลาก้นหอย ในไม่ช้าเขาก็กลายเป็นผู้สนับสนุนอย่างกระตือรือร้นต่อจักรวาลวิทยาที่กำลังขยายตัวของจักรวาล อย่างไรก็ตาม เขาได้ปฏิเสธสิ่งที่ต่อมาเรียกว่าแบบจำลองจักรวาลวิทยาบิกแบงว่า "กระทันหันเกินไปโดยไม่ได้ตั้งใจ" โดยเลือกค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาของไอน์สไตน์เป็นคำอธิบายสำหรับวิวัฒนาการของเอกภพจากเอกภพสถิตของนิวตันและไอน์สไตน์ไปเป็นสถานะที่กำลังขยายตัวในปัจจุบัน

หนังสือและการบรรยายของ Eddington ได้รับความนิยมอย่างมากจากสาธารณชน ส่วนใหญ่เป็นเพราะการแสดงที่ชัดเจนและสนุกสนานของเขา ไอน์สไตน์เองแนะนำว่าหนังสือ "ทฤษฎีสัมพัทธภาพทางคณิตศาสตร์" ของเอดดิงตันในปี 1923 เป็น "การนำเสนอหัวข้อที่ดีที่สุดในภาษาใดก็ได้" “รัฐธรรมนูญภายในของดวงดาว” ในปี 1926 ได้กลายเป็นข้อความสำคัญสำหรับการฝึกอบรมนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ทั้งรุ่น งานเขียนยอดนิยมของเขาเกี่ยวกับทฤษฎีสัมพัทธภาพและทฤษฎีควอนตัมคือการทำให้เขาเป็นชื่อสามัญในบริเตนใหญ่ระหว่างสงครามโลกครั้งที่สอง

ในชีวิตภายหลัง Eddington (เช่น Einstein, Dirac และคนอื่นๆ) ยังคงไล่ตามสิ่งที่เขาเรียกว่า "ทฤษฎีพื้นฐาน" ซึ่งอาจรวมทฤษฎีควอนตัม ทฤษฎีสัมพัทธภาพ และความโน้มถ่วงเป็นอันหนึ่งอันเดียวกัน แม้ว่าเขาจะไม่เคยเสร็จสิ้นการวิจัยนี้ก่อนที่เขาจะเสียชีวิต แต่ทฤษฎีเบื้องต้นหรือทฤษฎีที่ถูกละทิ้งบางส่วนของเขาสนับสนุนความพยายามสมัยใหม่หลายครั้งในทฤษฎีที่เป็นหนึ่งเดียวที่ยิ่งใหญ่ และทฤษฎีเชิงสำรวจที่เข้าใจง่ายกว่าของเขาจำนวนมากในเวลาต่อมาก็เกิดจากการสังเกตเชิงประจักษ์

เอดดิงตันได้รับตำแหน่งอัศวินในปี 2473 และได้รับเครื่องอิสริยาภรณ์บุญในปี 2481 รวมถึงเกียรตินิยมอื่นๆ อีกมากมายจากสมาคมดาราศาสตร์ทั่วโลก เขาไม่เคยแต่งงาน เขาเสียชีวิตในเคมบริดจ์ ประเทศอังกฤษ เมื่อวันที่ 22 พฤศจิกายน ค.ศ. 1944 อายุ 61 ปี และถูกฝังไว้ที่ Parish of the Ascension Burial Ground ในเคมบริดจ์


2 รุ่น

ส่วนนี้แบ่งออกเป็นสามส่วน ส่วนแรกจะแนะนำการตั้งค่าทั่วไปที่ใช้กับดิสก์แบบบางและแบบบางเช่นเดียวกัน ในขณะที่ส่วนที่สองและสามจะเน้นที่รุ่นดิสก์แบบบางและแบบบางตามลำดับ

2.1 การตั้งค่าทั่วไป

ในการสนับสนุนนี้ เราใช้ระบบพิกัดทรงกระบอก <, ϕ, z> ด้วยระยะทาง r ถึงต้นกำเนิด, r 2 = 2 +z 2 .

อัตราการเพิ่มวิกฤตที่ตำแหน่งที่กำหนด แสดงโดย ⁠ ในขณะที่อัตราการเพิ่มของ Eddington แบบคลาสสิก ถูกระบุว่าเป็น ⁠


ปัจจัยอื่นๆ [ แก้ไข ]

ขีดจำกัดของเอดดิงตันไม่ใช่ข้อจำกัดที่เข้มงวดเกี่ยวกับความส่องสว่างของวัตถุที่เป็นตัวเอก ขีดจำกัดไม่ได้พิจารณาถึงปัจจัยที่อาจมีความสำคัญหลายประการ และพบว่าวัตถุซุปเปอร์เอดดิงตันที่ดูเหมือนจะไม่มีอัตราการสูญเสียมวลสูงที่คาดการณ์ไว้ ปัจจัยอื่นๆ ที่อาจส่งผลต่อความส่องสว่างสูงสุดของดาว ได้แก่:

  • ความพรุน. ปัญหาเกี่ยวกับลมคงที่ซึ่งขับเคลื่อนโดยรังสีสเปกตรัมกว้างคือทั้งฟลักซ์การแผ่รังสีและความเร่งโน้มถ่วงด้วย r  −2 . อัตราส่วนระหว่างปัจจัยเหล่านี้คงที่ และในซุปเปอร์เอดดิงตันสตาร์ ซองจดหมายทั้งหมดจะคลายแรงโน้มถ่วงในเวลาเดียวกัน สิ่งนี้ไม่ได้สังเกต วิธีแก้ปัญหาที่เป็นไปได้คือการแนะนำความพรุนของชั้นบรรยากาศ ซึ่งเราคิดว่าบรรยากาศของดาวจะประกอบด้วยบริเวณที่หนาแน่นกว่าซึ่งล้อมรอบด้วยบริเวณก๊าซที่มีความหนาแน่นต่ำกว่า สิ่งนี้จะลดการเชื่อมต่อระหว่างรังสีกับสสาร และแรงเต็มที่ของสนามรังสีจะเห็นได้เฉพาะในชั้นบรรยากาศที่มีความหนาแน่นต่ำกว่าที่เป็นเนื้อเดียวกันมากขึ้นเท่านั้น
  • ความปั่นป่วน. ปัจจัยที่ทำให้เกิดความไม่เสถียรที่เป็นไปได้อาจเป็นแรงดันที่ปั่นป่วนที่เกิดขึ้นเมื่อพลังงานในเขตการพาความร้อนสร้างสนามแห่งความปั่นป่วนเหนือเสียง ความสำคัญของความปั่นป่วนกำลังถกเถียงกันอยู่ Β]
  • ฟองโฟตอน. อีกปัจจัยหนึ่งที่อาจอธิบายวัตถุ super-Eddington ที่เสถียรคือเอฟเฟกต์ฟองโฟตอน ฟองโฟตอนจะเกิดขึ้นเองตามธรรมชาติในบรรยากาศที่มีรังสีครอบงำเมื่อความดันรังสีสูงกว่าความดันก๊าซ เราสามารถจินตนาการถึงบริเวณหนึ่งในบรรยากาศของดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นต่ำกว่าสภาพแวดล้อม แต่มีความดันการแผ่รังสีสูงกว่า บริเวณดังกล่าวจะลอยขึ้นไปในชั้นบรรยากาศ โดยมีการแผ่รังสีจากด้านข้าง นำไปสู่ความดันการแผ่รังสีที่สูงขึ้น ผลกระทบนี้สามารถขนส่งรังสีได้อย่างมีประสิทธิภาพมากกว่าบรรยากาศที่เป็นเนื้อเดียวกัน ซึ่งเพิ่มอัตราการแผ่รังสีทั้งหมดที่อนุญาต ในดิสก์สะสมกำลัง ความส่องสว่างอาจสูงถึง 10-100 เท่าของขีดจำกัดเอดดิงตันโดยไม่ประสบกับความไม่เสถียร Γ]

ผ่านขีด จำกัด Eddington โดยไม่ได้รับตั๋ว

เราทบทวนทฤษฎีบรรยากาศที่มีรูพรุนและวิธี super-Eddington ระบบสามารถเกิดขึ้นได้ ก่อนที่เราจะทำเช่นนั้นจริงๆ เราเริ่มต้นด้วยพื้นหลังเพื่อเตือนเราถึงขีดจำกัดความส่องสว่างของ Eddington และตำนานมาตรฐานว่ามีความส่องสว่างสูงสุดซึ่งวัตถุสามารถส่องแสงในสภาวะคงที่ได้ พื้นหลังยังสรุปหลักฐานเชิงสังเกตหลักที่แสดงให้เห็นถึงการมีอยู่ของวัตถุซุปเปอร์เอดดิงตัน กล่าวคือ ตำนานมาตรฐานนั้นผิดจริง

1. ความส่องสว่างของเอดดิงตัน:

การแผ่รังสีทำให้เกิดแรงกดดัน นี่หมายความว่าในระบบส่องสว่างมีแรงภายนอกโดยความส่องสว่างที่ส่งออก นอกเหนือจากแรงโน้มถ่วงที่ดึงก๊าซเข้าด้านใน ในดวงอาทิตย์ แรงแผ่รังสีนี้มีขนาดเล็กกว่าแรงดึงโน้มถ่วงมากกว่า 10,000 เท่า แต่ในดาวมวลมาก แรงแผ่รังสีภายนอกนี้สามารถเข้าใกล้แรงโน้มถ่วงได้

ภายใต้ภาพคลาสสิก เราไม่อาจก้าวข้ามขีดจำกัดของเอดดิงตันได้ในขณะเดียวกันก็รักษาระบบให้อยู่ในสถานะคงที่ เพราะไม่มีสิ่งใดสามารถปรับสมดุลของแรงสุทธิออกไปด้านนอก และก๊าซจะต้องถูกเร่งออกไปด้านนอก ดังนั้น "การระเหย" ระบบจึงจะ "ระเหย" ตัวอย่างเช่น ในการระเบิดของซุปเปอร์โนวา ฟลักซ์ขนาดใหญ่เร่งก๊าซออกไปด้านนอก และระบบอยู่ค่อนข้างไกลจากสถานะคงที่ ดังนั้นจึงไม่มีข้อจำกัด แต่ในระบบที่คงสภาพไว้เป็นเวลานานกว่ามาตราส่วนเวลาแบบไดนามิก ขีดจำกัดควรมีความเกี่ยวข้อง อย่างน้อยตามภาพคลาสสิก

เนื่องจากฟลักซ์การแผ่รังสีและแรงโน้มถ่วงทั้งสองตกลงมาเหมือนกับระยะห่างจากจุดศูนย์กลางของวัตถุกำลังสอง ความส่องสว่างวิกฤตที่ด้านบนซึ่งไม่มีสถานะคงตัวจึงไม่ขึ้นอยู่กับระยะห่างจากจุดศูนย์กลางของวัตถุ เพียงแต่มวลรวมสำหรับ วัตถุ. ความส่องสว่างวิกฤตนี้ เรียกว่าความส่องสว่างของเอดดิงตัน คือ:

โดย $kappa_m$ เป็นค่าทึบต่อหน่วยมวล

2. ธรรมชาติเกินขีด จำกัด เอดดิงตัน

คำอธิบายข้างต้นเป็นข้อโต้แย้งที่กระชับว่าทำไมจึงควรมีความสว่างสูงสุด อย่างไรก็ตาม มีหลายระบบในธรรมชาติที่มีการสังเกตพฤติกรรมของซุปเปอร์เอดดิงตันอย่างชัดเจน ระบบอื่นๆ อาจมีอยู่จริง แต่มันซับซ้อนกว่าในการพิสูจน์ลักษณะซุปเปอร์เอดดิงตัน ดังนั้นจึงไม่น่าเชื่อถือ

ก. &eta-Carina เป็นวัตถุ super-Eddington

ดาวฤกษ์เป็นวัตถุที่น่าสนใจอย่างหนึ่งในกาแลคซีของเราอย่างแน่นอน เป็นดาวมวลสูงที่ส่องสว่างมาก (และอาจเป็นดาวคู่) นอกจากนี้ยังเป็น Luminous Blue Variable อีกด้วย ซึ่งหมายความว่ามันเปลี่ยนความส่องสว่างอย่างผิดปกติ หนึ่งในนั้นคือการปะทุที่ยาวนานถึง 20 ปีในช่วงปลายศตวรรษที่ 19

ในระหว่างการปะทุครั้งใหญ่ ดาวฤกษ์ซึ่งโดยทั่วไปแล้วไม่ใช่ดาวที่เด่นที่สุดดวงหนึ่งบนท้องฟ้าก็กลายเป็นดาวที่สว่างเป็นอันดับสองรองจากซีเรียสเท่านั้น! เนื่องจากมวลโดยประมาณของมันคือ 100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ความส่องสว่างสูงแสดงว่าดาวฤกษ์ต้องเปล่งแสงอย่างน้อย 5 เท่าของความสว่างเอดดิงตัน ที่ความส่องสว่างสูงนี้ วัตถุควรจะสูญเสียมวลมากกว่าที่มันทำ แต่มันพุ่ง "มวล" ของมวลดวงอาทิตย์เพียงไม่กี่ "เท่านั้น" ภายใต้คำอธิบายบรรยากาศของดาวฤกษ์มาตรฐาน ไม่พบวิธีแก้ปัญหาที่สอดคล้องกัน

แน่นอน ถ้า &eta-Car เป็นดาวฤกษ์มวล 500 ดวง ไม่จำเป็นต้องเป็นซุปเปอร์เอดดิงตัน แต่ดาวมวลสูงตามสมมุติฐานดังกล่าวคงจะพบว่ามันยากที่จะมีอยู่จริง เนื่องจากมันจะไม่เสถียรอย่างมหันต์ (ดาวดังกล่าว หรือแม้แต่ดาวมวลมากอาจมีอยู่เป็นดาวรุ่นแรกเมื่อไม่มีธาตุหนักอยู่ แต่ไม่ใช่ในดาราจักรของเราในทุกวันนี้)

ข. Novae เป็นวัตถุ super-Eddington:

Novae เป็นดาวแคระขาวที่สะสมวัสดุที่อุดมด้วยไฮโดรเจนจากดาวข้างเคียง เมื่อสะสมวัสดุเพียงพอแล้วก็จะผ่าน a เทอร์โมนิวเคลียร์รันอะเวย์ ที่ซึ่งไฮโดรเจนถูกจุดไฟ และเผาเป็นฮีเลียม เมื่อระบบเสถียรแล้ว สถานะคงตัวที่คาดหวังคือค่าที่กำหนดโดย ความสัมพันธ์ความส่องสว่างของมวลแกน อธิบายครั้งแรกโดย Paczynski ในปี 1970 ความส่องสว่างของสภาวะคงตัวนี้คาดว่าจะเป็นหน้าที่ของมวลแกนกลาง (WD) แต่ไม่ใช่ของซองจดหมาย ควรเพิ่มขึ้นตามมวลแกนและอิ่มตัวที่ขีดจำกัดความส่องสว่างของเอดดิงตัน

เนื่องจากดาวแคระขาวไม่สามารถมีมวลมากเกินขีดจำกัดจันทรเสกขาได้ การปะทุจึงสว่างกว่า 100000 ลิตรพระอาทิตย์ จำเป็นต้องเป็นซุปเปอร์เอดดิงตันโดยไม่คำนึงถึงมวลจริงของดาวแคระขาวหรือปริมาณไฮโดรเจนที่เกิดขึ้นจริงในชั้นบรรยากาศ (กล่าวคือ คาดว่าค่าจำกัดเอดดิงตันโดยทั่วไปจะเล็กกว่านั้นอีก)

โนวาที่สว่างที่สุดสามารถเข้าถึงความส่องสว่างที่สว่างกว่ามาก ตัวอย่างเช่น Nova LMC 1991 ถึง 700000 L . ที่ส่ายพระอาทิตย์และดังนั้นจึงเป็นซุปเปอร์เอดดิงตันเป็นเวลาอย่างน้อย 2 สัปดาห์ เห็นได้ชัดว่า novae พิสูจน์ได้อย่างชัดเจนว่าวัตถุสามารถส่องแสงได้สว่างกว่าความส่องสว่างของ Eddington เป็นระยะเวลานานกว่ามาตราส่วนเวลาแบบไดนามิกตามลำดับความสำคัญ Novae อาจหลุดพ้นจากรายชื่อวัตถุดาราศาสตร์ฟิสิกส์สุดเซ็กซี่ แต่ก็ยังเป็นหนึ่งในวัตถุ super-Eddington ที่ดีที่สุดในการศึกษา โดยเฉพาะอย่างยิ่งกรณีนี้เมื่อพิจารณาจากข้อมูลการสังเกตที่มีอยู่อย่างเพียงพอ

จากทฤษฎี เราไม่ได้คาดหวังว่าวัตถุจะเกินขีดจำกัดของ Eddington อย่างไรก็ตาม เห็นได้ชัดว่าธรรมชาติพบวิธีที่จะเกินขีดจำกัด ด้านล่างฉันอธิบายทฤษฎีเดียวที่อธิบายว่าระบบสถานะคงตัวดังกล่าวสามารถเกินขีด จำกัด ของ Eddington ได้อย่างไร ข้อดีหลักของทฤษฎีนี้คือสามารถทำนายลักษณะต่าง ๆ ที่สังเกตได้ของระบบเหล่านี้ได้อย่างถูกต้อง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ลมที่วัตถุเหล่านี้เร่งความเร็ว

3. ภาพใหญ่

ก่อนจะลงรายละเอียด เรามาเริ่มกันที่ภาพรวม ซึ่งอธิบายว่าบรรยากาศจะเกินขีดจำกัดของเอดดิงตันได้อย่างไร กล่าวคือบรรยากาศสามารถมีฟลักซ์ที่สูงมากได้อย่างไรโดยไม่ทำให้ตัวเองแตกแยก:

(a) ส่วนภายใน: เมื่อวัตถุ เช่น &eta-Car กลายเป็นซุปเปอร์เอดดิงตัน นั่นคือ เมื่อพลังงานทั้งหมดที่มันปล่อยออกมานั้นมากกว่าความส่องสว่างของเอดดิงตัน วัตถุส่วนใหญ่จะเห็นฟลักซ์การแผ่รังสีย่อยเอดดิงตัน เนื่องจากเมื่อเข้าใกล้การส่องสว่างของเอดดิงตัน การพาความร้อน (เช่น การถ่ายเทความร้อนโดยใช้การไหลแบบมหภาค เช่น น้ำในหม้อเดือด) จะตื่นเต้นอยู่เสมอ และมีประสิทธิภาพเพียงพอที่จะรักษามวลของดาวย่อยเอดดิงตันไว้ได้ นั่นคือการขนส่งพลังงานที่เพียงพอถูกนำออกจากสนามรังสีเพื่อให้กระแสที่เหลือถูกเก็บไว้ต่ำกว่าความส่องสว่างของเอดดิงตัน

(b) บรรยากาศที่มีรูพรุน - องค์ประกอบสำคัญที่อยู่เบื้องหลังบรรยากาศซูเปอร์เอดดิงตัน: ​​การพาความร้อนต้องใช้ก๊าซที่มีความหนาแน่นเพียงพอ เมื่อความหนาแน่นของก๊าซไม่สูงพอ การพาความร้อนจะไม่มีประสิทธิภาพ และการแผ่รังสีควรนำพลังงานส่วนใหญ่ไป กระแสการแผ่รังสีควรจะเป็นซุปเปอร์เอดดิงตัน ที่น่าสนใจคือชั้นยังคงอยู่ อย่างมีประสิทธิภาพ ย่อยเอดดิงตัน ฟลักซ์นั้นเป็นซุปเปอร์เอดดิงตัน แต่แรงทั้งหมดที่กระทำโดยสนามรังสีต่ำกว่าที่คาดไว้จากความส่องสว่างแบบซุปเปอร์เอดดิงตัน มาได้ยังไง? ความลับคือความจริงที่ว่าชั้นบรรยากาศเหล่านี้จะกลายเป็นเนื้อเดียวกันหรือมีรูพรุน ในลักษณะที่ว่าแทนที่จะผ่านวัสดุทั้งหมด สนามรังสีจะถูกส่งผ่านโพรงหรือบริเวณที่มีมวลน้อยกว่า นั่นคือสนามรังสีจะข้ามสิ่งกีดขวาง

(c) ลมหนาตา - เมื่อสิ่งรบกวนเกิดขึ้นจากความไม่เสถียร (ซึ่งคาดว่าจะเป็นลำดับของความสูงของระดับบรรยากาศ - มาตราส่วนความยาวซึ่งความหนาแน่นลดลงอย่างมีนัยสำคัญ) สูญเสียความทึบของความทึบแสงที่มีประสิทธิภาพมีแนวโน้มที่จะค่าจุลภาคและ ขีด จำกัด Eddington ที่มีประสิทธิภาพมีแนวโน้มที่จะเป็นค่าคลาสสิก ในรัศมีนั้น มีประสิทธิภาพ ความส่องสว่างของเอดดิงตันเท่ากับความส่องสว่างทั้งหมด จากจุดนั้นออกไปมีแรงตาข่ายออกไปด้านนอกและลมก็เร่งขึ้น


ใช้ Eddington Luminosity ในการคำนวณมวล

ปฏิกิริยานิวเคลียร์ในแกนกลางของดาวฤกษ์มีความไวต่อความดันและอุณหภูมิอย่างมาก ดังนั้นดาวมวลสูงจึงมีความส่องสว่างสูงกว่ามาก มีการสังเกตความส่องสว่างของดาวมวลมากเพื่อให้เป็นไปตามความสัมพันธ์ของมาตราส่วนกับมวล (M):

Lstar = (34.2)*M^2.4 โดยที่ M, L มีหน่วยของ MSun, LSun

ขีดจำกัดของเอดดิงตันคือความส่องสว่างสูงสุดที่วัตถุ (เช่น ดาว) สามารถบรรลุได้และยังคงรักษาสมดุลระหว่างแรงภายนอกของพลังงานจากจุดศูนย์กลางและการดึงแรงโน้มถ่วงเข้าด้านใน สูตรต่อไปนี้ใช้สำหรับ Eddington Limit (LEdd) นั่นคือความส่องสว่างที่หยุดแรงโน้มถ่วงด้านใน:

LEdd = (3.2*10^4)*M โดยที่ M, L มีหน่วยของ MSun, LSun

ก. ใช้สมการทั้งสองนี้คำนวณมวลสูงสุดของดาวในหน่วยสุริยะ

ข. ควอซาร์สว่างมีความส่องสว่างประมาณ 10^13 LSun แหล่งพลังงานของมันคือหลุมดำมวลมหาศาลที่ดึงดูดก๊าซโดยรอบให้กลายเป็นร้อน (

10^6 K) ดิสก์สะสมขนาดกะทัดรัดที่เปล่งแสง หากควาซาร์ยังคงดึงดูดก๊าซเข้าสู่หลุมดำใจกลางของมันต่อไป มวลขั้นต่ำของมันคือเท่าไหร่?


รหัสการจัดประเภทวารสารวิทยาศาสตร์ (ASJC) ทั้งหมด

  • อาปา
  • ผู้เขียน
  • BIBTEX
  • ฮาร์วาร์ด
  • มาตรฐาน
  • RIS
  • แวนคูเวอร์

(E˙G)1/5 (โดยที่ E˙ คืออัตราการให้ความร้อน) กับความเร็วการหลุดของดาวที่อยู่ใกล้บริเวณที่ให้ความร้อน vesc(rh) สำหรับ vcrit ≥ vesc(rh) พลังงานจลน์ของลมที่รัศมีกว้าง E˙w

อี˙. สำหรับ vcrit ≤ vesc(rh) พลังงานส่วนใหญ่ใช้เพื่อแยกวัสดุลมออก ดังนั้น E˙w ≤ E˙ การจำลองอุทกพลศาสตร์หลายมิติโดยไม่มีการแพร่กระจายของรังสีโดยใช้แฟลชและการจำลองอุทกพลศาสตร์แบบหนึ่งมิติด้วยการแพร่กระจายของรังสีโดยใช้เมซ่านั้นสอดคล้องกับการคาดการณ์เชิงวิเคราะห์เป็นอย่างดี ความส่องสว่างของโฟตอนจากลมนั้นเป็นซูเปอร์เอดดิงตัน แต่ในหลายกรณี ความส่องสว่างของโฟตอนมักจะถูกครอบงำด้วย 'แรงกระแทกภายใน' ในสายลม เราหารือเกี่ยวกับการประยุกต์ใช้แบบจำลองของเรากับการสูญเสียมวลที่ปะทุจากดาวมวลมาก และโต้แย้งว่าแบบจำลองลมที่อธิบายไว้ในที่นี้สามารถอธิบายคุณสมบัติในวงกว้างของการไหลออกของ LBV และการสูญเสียมวลที่เพิ่มขึ้นในปีก่อนที่ซุปเปอร์โนวาแกนยุบตัวของ Type IIn ",

ผลงานวิจัย : ผลงานวารสาร › บทความ › peer-review

T1 - ลมดาวซุปเปอร์เอดดิงตันที่ขับเคลื่อนโดยการสะสมพลังงานใกล้พื้นผิว

N1 - ลิขสิทธิ์ของผู้จัดพิมพ์: © 2016 The Authors.

N2 - เราพัฒนาแบบจำลองเชิงวิเคราะห์และเชิงตัวเลขของคุณสมบัติของลมดาวฤกษ์ซุปเปอร์เอดดิงตัน โดยได้รับแรงบันดาลใจจากเฟสในวิวัฒนาการของดาวเมื่อการสะสมพลังงานซูเปอร์เอดดิงตัน (เช่น ฟิวชั่นที่ไม่เสถียร ความร้อนของคลื่น หรือคู่หูแบบไบนารี) ทำให้บริเวณใกล้ พื้นผิวดาวฤกษ์ สิ่งนี้ดูเหมือนจะเกิดขึ้นในการระเบิดครั้งใหญ่ของตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสง (LBVs), กำเนิดซุปเปอร์โนวา Type IIn, โนวาคลาสสิกและการระเบิดของรังสีเอกซ์ เราแสดงให้เห็นว่าเมื่อพลังงานจลน์ของลมสูงกว่า Eddington โฟตอนจะถูกดักจับและทำตัวเหมือนของเหลว การพาความร้อนไม่ได้มีบทบาทสำคัญในการขนส่งพลังงานลม คุณสมบัติของลมขึ้นอยู่กับอัตราส่วนของความเร็วลักษณะเฉพาะในปัญหา vcrit

(E˙G)1/5 (โดยที่ E˙ คืออัตราการให้ความร้อน) กับความเร็วการหลุดของดาวที่อยู่ใกล้บริเวณที่ให้ความร้อน vesc(rh) สำหรับ vcrit ≥ vesc(rh) พลังงานจลน์ของลมที่รัศมีกว้าง E˙w

อี˙. สำหรับ vcrit ≤ vesc(rh) พลังงานส่วนใหญ่ใช้เพื่อแยกวัสดุลมออก ดังนั้น E˙w ≤ E˙ การจำลองอุทกพลศาสตร์หลายมิติโดยไม่มีการแพร่กระจายของรังสีโดยใช้แฟลชและการจำลองอุทกพลศาสตร์แบบหนึ่งมิติด้วยการแพร่กระจายของรังสีโดยใช้เมซ่านั้นสอดคล้องกับการคาดการณ์เชิงวิเคราะห์เป็นอย่างดี ความส่องสว่างของโฟตอนจากลมนั้นเป็นซูเปอร์เอดดิงตัน แต่ในหลายกรณี ความส่องสว่างของโฟตอนมักจะถูกครอบงำด้วย 'แรงกระแทกภายใน' ในสายลม เราหารือเกี่ยวกับการประยุกต์ใช้แบบจำลองของเรากับการสูญเสียมวลที่ปะทุจากดาวมวลมาก และโต้แย้งว่าแบบจำลองลมที่อธิบายไว้ในที่นี้สามารถอธิบายคุณสมบัติในวงกว้างของการไหลออกของ LBV และการสูญเสียมวลที่เพิ่มขึ้นในช่วงหลายปีก่อนซูเปอร์โนวาแกนยุบตัวของ Type IIn

AB - เราพัฒนาแบบจำลองเชิงวิเคราะห์และเชิงตัวเลขของคุณสมบัติของลมดาวฤกษ์ซุปเปอร์เอดดิงตัน โดยได้รับแรงบันดาลใจจากขั้นตอนในวิวัฒนาการของดาวเมื่อการสะสมพลังงานซุปเปอร์เอดดิงตัน (เช่น การหลอมรวมที่ไม่เสถียร ความร้อนของคลื่น หรือคู่หูแบบไบนารี) ทำให้บริเวณใกล้ พื้นผิวดาวฤกษ์ สิ่งนี้ดูเหมือนจะเกิดขึ้นในการระเบิดครั้งใหญ่ของตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสง (LBVs), กำเนิดซุปเปอร์โนวา Type IIn, โนวาคลาสสิกและการระเบิดของรังสีเอกซ์ เราแสดงให้เห็นว่าเมื่อพลังงานจลน์ของลมสูงกว่า Eddington โฟตอนจะถูกดักจับและทำตัวเหมือนของเหลว การพาความร้อนไม่ได้มีบทบาทสำคัญในการขนส่งพลังงานลม คุณสมบัติของลมขึ้นอยู่กับอัตราส่วนของความเร็วลักษณะเฉพาะในปัญหา vcrit

(E˙G)1/5 (โดยที่ E˙ คืออัตราการให้ความร้อน) กับความเร็วการหลุดของดาวที่อยู่ใกล้บริเวณที่ให้ความร้อน vesc(rh) สำหรับ vcrit ≥ vesc(rh) พลังงานจลน์ของลมที่รัศมีขนาดใหญ่ E˙w

อี˙. สำหรับ vcrit ≤ vesc(rh) พลังงานส่วนใหญ่ใช้เพื่อแยกวัสดุลมออก ดังนั้น E˙w ≤ E˙ การจำลองอุทกพลศาสตร์หลายมิติโดยไม่มีการแพร่กระจายของรังสีโดยใช้แฟลชและการจำลองอุทกพลศาสตร์แบบหนึ่งมิติด้วยการแพร่กระจายของรังสีโดยใช้เมซ่านั้นสอดคล้องกับการคาดการณ์เชิงวิเคราะห์เป็นอย่างดี ความส่องสว่างของโฟตอนจากลมนั้นเป็นซูเปอร์เอดดิงตัน แต่ในหลายกรณี ความส่องสว่างของโฟตอนมักจะถูกครอบงำด้วย 'แรงกระแทกภายใน' ในสายลม เราหารือเกี่ยวกับการประยุกต์ใช้แบบจำลองของเรากับการสูญเสียมวลที่ปะทุจากดาวมวลมาก และโต้แย้งว่าแบบจำลองลมที่อธิบายไว้ในที่นี้สามารถอธิบายคุณสมบัติในวงกว้างของการไหลออกของ LBV และการสูญเสียมวลที่เพิ่มขึ้นในปีก่อนที่ซุปเปอร์โนวาแกนยุบตัวของ Type IIn


Eddington Limit (Eddington Luminosity) แสดงอะไร? - ดาราศาสตร์

แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์อัลตราลูมินัส (ULXs) ส่วนใหญ่ได้รับพลังงานจากการเพิ่มขึ้นในดาวนิวตรอนหรือหลุมดำมวลดาว การเพิ่มอัตราที่เกินขีดจำกัดเอดดิงตันด้วยปัจจัยไม่กี่ถึงร้อย ความดันการแผ่รังสีคาดว่าจะพองตัวดิสก์สะสมกำลัง และขับลมเร็วที่จริงแล้วสังเกตได้ในส่วนที่มีนัยสำคัญของความเร็วแสง เมื่อพิจารณาจากความส่องสว่างของซุปเปอร์เอดดิงตัน แผ่นเสริมจะหนากว่าตัวเร่งปฏิกิริยาย่อยเอดดิงตัน เช่น นิวเคลียสดาราจักรแอคทีฟทั่วไปและไบนารีเอ็กซ์เรย์ ทำให้เกิดการกระจายพลังงานสเปกตรัมที่แตกต่างกัน และอาจเป็นไปได้ว่าสถานะความร้อนของลมต่างกัน ในที่นี้ เราแสดงความพยายามครั้งแรกในการคำนวณความสมดุลของโฟโตอิออไนเซชันของลมที่ขับเคลื่อนด้วยแรงดันการแผ่รังสีที่รุนแรงในจานหนา โดยเน้นที่ ULX ที่มีหลุมดำหรือดาวนิวตรอนที่ไม่ใช่แม่เหล็ก เราพบว่าโดยทั่วไปลมจะอยู่ในสภาวะสมดุลทางความร้อนที่เสถียร แต่การแปรผันในระยะยาวของอัตราการเพิ่มตัวและความเอียงเนื่องจากการเคลื่อนตัวก่อนอาจส่งผลกระทบอย่างมีนัยสำคัญต่อลักษณะที่ปรากฏและความเสถียรของลม แนวโน้มแบบจำลองของเราสามารถอธิบายความสัมพันธ์ที่สังเกตได้ระหว่างสเปกตรัมที่เหลือประมาณ 1 keV และสถานะสเปกตรัม ULX นอกจากนี้เรายังพบความสัมพันธ์ที่เป็นไปได้ระหว่างความแข็งสเปกตรัมของ ULX ความเร็วลม และพารามิเตอร์การแตกตัวเป็นไอออนเพื่อสนับสนุนสถานการณ์ทั่วไป


อาร์เธอร์ เอดดิงตัน

เซอร์ อาร์เธอร์ เอดดิงตัน
เครดิต: หอสมุดรัฐสภาแห่งสหรัฐอเมริกา '
ฝ่ายพิมพ์และภาพถ่าย

Arthur Eddington เป็นนักดาราศาสตร์ นักฟิสิกส์ และนักคณิตศาสตร์ชาวอังกฤษ เขาเกิดที่เมืองคัมเบรีย สหราชอาณาจักร ก่อนจะย้ายไปเวสตัน-ซูเปอร์-แมร์ตั้งแต่ยังเป็นเด็ก เขาไม่ได้มาจากครอบครัวที่ร่ำรวย แต่ทำได้ดีที่โรงเรียนจนได้รับทุนไปเรียนที่ Owen's College เมืองแมนเชสเตอร์ เขาสำเร็จการศึกษาระดับปริญญาฟิสิกส์ในปี พ.ศ. 2445 จากนั้นอาร์เธอร์ได้รับตำแหน่งที่วิทยาลัยทรินิตี เมืองเคมบริดจ์ ซึ่งเขาสำเร็จการศึกษาระดับปริญญาโท เขาทำงานที่ Royal Observatory ในเมือง Greenwich กรุงลอนดอน ก่อนที่จะกลับไป Cambridge ในอีก 5 ปีต่อมา

เขาเป็นคนแรกที่เสนอว่าดาวฤกษ์ถูกขับเคลื่อนโดยนิวเคลียร์ฟิวชันของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม ขีด จำกัด ของความสว่างของดาวก่อนที่จะเริ่มยุบตัวได้รับการตั้งชื่อตามเขา ความส่องสว่างของเอดดิงตัน

เขามีชื่อเสียงมากที่สุดจากผลงานเรื่องทฤษฎีสัมพัทธภาพของไอน์สไตน์ อาเธอร์ทำการสังเกตสุริยุปราคาเพื่อยืนยันทฤษฎี งานนี้ถือว่าสำคัญมากจนทำให้เขาไม่สามารถเริ่มรับราชการทหารในช่วงสงครามโลกครั้งที่หนึ่งได้ อาเธอร์มีความสุขกับสิ่งนี้ในขณะที่เขาเป็นผู้รักความสงบ แต่เขาเสนอให้เข้าร่วมหน่วยรถพยาบาลหรือทำงานเป็นคนงานเก็บเกี่ยวบนดิน

อาเธอร์มองดูสุริยุปราคาจากเกาะปรินซิปี นอกชายฝั่งตะวันตกของแอฟริกา เขาเลือกสถานที่นั้นเพราะมีโอกาสที่ดีที่ท้องฟ้าจะแจ่มใส และเขาสามารถเห็นสุริยุปราคาเต็มดวงที่นั่น ในช่วงความมืดของสุริยุปราคา อาร์เธอร์ถ่ายภาพดวงดาวใกล้กับดวงอาทิตย์ โดยปกติดาวเหล่านี้จะถูกบังด้วยแสงของดวงอาทิตย์ในระหว่างวัน อาร์เธอร์สังเกตว่าดาวที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มีการเคลื่อนตัวของแสงตามสนามโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ สิ่งนี้ยืนยันทฤษฎีสัมพัทธภาพของไอน์สไตน์

ต่อมาเขาเขียนบทกวีสั้น ๆ เกี่ยวกับการค้นพบนี้:

โอ้ปล่อยให้ปรีชาญาณของเราเปรียบเทียบมาตรการของเรา
อย่างน้อยสิ่งหนึ่งที่แน่นอนคือ LIGHT มีน้ำหนัก
สิ่งหนึ่งแน่นอน และที่เหลือก็อภิปราย—
รังสีแสงเมื่ออยู่ใกล้ดวงอาทิตย์อย่าตรง


ดูวิดีโอ: The Eddington Limit -- Nucleosynthesis (กันยายน 2022).