Eddington-Grenze

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Als Eddington-Grenze oder Eddington-Limit (nach dem britischen Physiker Sir Arthur Stanley Eddington) bezeichnet man in der Astrophysik die natürliche Begrenzung der Leuchtkraft. Es ist der größte Energiefluss, der durch eine hydrostatische Gas-Schichtung mittels Strahlung hindurch transportiert werden kann, bevor der Strahlungsdruck den hydrostatischen Druck überwindet. Der Strahlungsdruck kommt zustande durch Streuung der Strahlung an freien Elektronen, die Thomson-Streuung. Die Leuchtkraft eines bestimmten Objektes, bei welcher der hydrostatische Druck durch den Strahlungsdruck überwunden würde, heißt Eddington-Leuchtkraft.

Das Eddington-Limit ist damit die maximale Leuchtkraft, die ein Stern im hydrostatischen Gleichgewicht haben kann, ohne instabil zu werden und seine äußeren Schichten abzustoßen. Dessen ungeachtet kommen Sternwinde allerdings schon bei Sternen deutlich unterhalb des Limits vor. Zwar gilt die Betrachtung Eddingtons streng genommen nur näherungsweise bei Sternen, die einen Sternwind verströmen und sich deswegen nicht im hydrostatischen Gleichgewicht befinden; allerdings hat die Thomson-Streuung in Sternen die Eigenschaft, nicht von der Tiefe im Stern abzuhängen. Weil die energiefreisetzende Region im Sterninneren aber wesentlich kleiner ist als die Region, die durch den Sternwind beeinflusst wird, ist das Eddington-Limit dennoch eine sinnvolle Grenze. Zu beachten ist aber, dass das Eddington-Limit eindimensional und zeitunabhängig abgeleitet ist – das heißt, es ist sowohl möglich, dass ein Stern nur zeitweise das Limit überschreitet, ohne zerstört zu werden, als auch, dass ein zweidimensionales Zusammenspiel von Sternwind und Strahlung insgesamt eine Leuchtkraft oberhalb des Limits zulässt. Letzteres wird beispielsweise für die Ausbrüche von η Carinae in Betracht gezogen.

Bedeutend ist das Eddington-Limit außerdem bei Akkretion von Materie auf ein kompaktes Objekt, etwa ein Schwarzes Loch, denn wenn die Leuchtkraft die Eddington-Grenze übersteigt, wird der damit einhergehende Strahlungsdruck so hoch, dass das einstürzende Material nach außen gedrückt wird. Damit wird aber gleichzeitig die Energiezufuhr abgeschnitten, so dass die Leuchtkraft wieder unter die Eddington-Grenze absinkt und das Material wieder einströmen kann. Dieser Vorgang kann sich periodisch wiederholen.

Die Eddington-Grenze ist eine Funktion der Masse des Objekts, das das umliegende Material akkretiert:

L_\text{Eddington} = 33.000 \frac{M}{M_{\odot}} L_{\odot}

Dabei ist

  • L_\text{Eddington} das Maximum der Leuchtkraft, die durch Akkretion hervorgerufen werden kann
  • M die Masse des kompakten Objekts
  • M_{\odot} die Sonnenmasse
  • L_{\odot} die Leuchtkraft der Sonne.

Literatur[Bearbeiten]

  •  Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. überarbeitete und erweiterte Auflage. BI Wissenschaftsverlag, Mannheim 1990, ISBN 3-411-14172-7.

Weblinks[Bearbeiten]