Kütlesi Eddington sınırını aşan bir yıldız artık maddeyi ememez, ancak bu yıldız onu çok aşar.
Evrendeki gök cisimleri söz konusu olduğunda her şeyin bir sınırı vardır. Her tür gök cisminin de minimum ve maksimum değerleri vardır.Örnek olarak, teorik hesaplamalar minimum kütlesinin genellikle güneş kütlesinin% 8'i olarak kabul edildiğine inanır, o halde maksimum kütle nedir? Genelde güneş kütlesinin 150 katı olarak kabul edilir ve teorik olarak hesaplanan bu değer yıldız kütlesinin üst sınırı (Eddington sınırı) olarak kabul edilir.
Eddington sınırının teorik terimi, bir yıldızın radyasyon basıncı küresel simetri öncülüğünde yerçekimi kuvvetini aşmadığında parlaklığın üst sınırını ifade eder.Ayrıca, doğal gök cisimlerinin ışık yoğunluğunun sınırı olduğu da söylenebilir. Bu teoriyi İngiliz astrofizikçi ve matematikçi Sir Arthur Stanley Eddington önerdi ve bu sonucu yerçekimi dengesi ve radyasyon basıncına göre hesapladı.
Bir yıldızın enerji dönüşüm biçimine göre, bir yıldızın içindeki nükleer füzyon ile üretilen enerjinin içeriden dışarıya atılması gerekir, ancak dışarı atıldığında yıldızın içindeki malzemenin direncinin üstesinden gelinmesi gerekir.Bu nedenle, nükleer füzyonun ürettiği ısının çoğu yıldızın içi tarafından emilecektir. Madde tarafından emilen enerjinin önemli bir kısmı, atomların kinetik enerjisine dönüştürülerek, yıldız çekirdeğindeki atomları saniyede binlerce hatta on binlerce kilometreye ulaşabilen son derece yüksek hızlarda "mücadele" edecek ve bu kadar yüksek hızlarda hareket eden atomlar birbirleriyle etkileşime girecektir. Çarpışma ayrımı, yıldızın içindeki atomların birbirinden uzaklaşmasına neden olur ve iç çekirdeğin kinetik enerjisi sürekli olarak dışa doğru etki eder, bu da yıldızı büyütür.
Yıldızın kütlesi çok büyükse, iç nükleer füzyon aktivitesi daha yoğun olacak ve dışarıya doğru radyasyon basıncı da çok güçlü olacaktır.Optik radyasyon yoluyla ısı yayma hızı, enerji üretim hızı kadar hızlı değildir, bu nedenle çekirdeği tarafından üretilen büyük miktardaki enerji, Dış patlama, maddeye dönüşen kinetik enerji yıldızın dış katmanına aktarıldıktan sonra hala çok büyüktür, bu da yıldızın dış katmanının iç radyasyon basıncı ile yıldızın dış katmanının atılması olarak ortaya çıkan kaçış hızına ulaşmasına neden olacaktır. Yıldızın kütlesi artık artırılamaz ve bu fenomeni olan yıldızın kütle değeri Eddington sınırına ulaşmıştır.
Eddington sınırı öne sürüldüğünde çok makul görüldü.Bir yıldızın maksimum kütlesinin Güneş'in 150 katı olduğu iddiası da birçok gökbilimcinin inandığı standart bir değerdir, ancak daha sonra astronomik gözlemlerle acımasızca tersine çevrilmiştir.
Bugün evrendeki bilinen en büyük ve en parlak yıldız R136a1'dir.Büyük Macellan Bulutu'nda yer alan mavi bir süperdev yıldızdır.Kütlesi güneşin 265 ila 315 katıdır ve parlaklığı güneşin 8,7 milyon katıdır. Yıldız hala sabit ve gökbilimciler yıldızın en az 50 güneş kütlesi fırlattığına inanıyor. Bu nedenle, keşfinin gökbilimcilerin yıldız kütlesinin üst sınırı konusundaki anlayışlarını hemen tazelediği söylenebilir.
Peki bir yıldızın maksimum kütlesi nedir? Şu anda tek tip bir ifade yok, bazıları Güneş'in kütlesinin 300 katı olduğunu, bazıları da 500 veya 1000 katı olduğunu söylüyor. Bu durumda, Eddington sınırı tamamen yanlıştır ve değildir! Gerçekte, astronomik gözlemler, kütleleri Güneş'in 150 katından fazla olan yıldızların çok dengesiz olduğunu da bulmuştur, bu nedenle Eddington sınırı da yüksek referans değerine sahiptir, ancak her yıldızın kendi durumu, örneğin uzay ortamı gibi farklıdır. Nasıl, kendi elementlerinin bileşimi, etrafında dönen yıldızlar olup olmadığı vb. Yıldızın kütlesinin üst sınırını etkileyecektir. Bu nedenle, tüm yıldızları ölçmek için tek bir sayısal Eddington sınırı kullanmak aslında bilim dışıdır.
Ama her halükarda, R136a1'in keşfi nihayet bilim adamlarının bu yıldızın kütlesinin Eddington sınırını çok fazla aştığını görmelerini sağladı ve bu da Eddington sınırının revizyon ikilemiyle karşı karşıya kalmasına neden oldu.En azından yıldız kütlesinin üst sınırı hakkındaki ifadenin yeniden tanımlanması gerekiyor. nın-nin.
