Ero sivun ”Eddingtonin raja” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
epäselvä kaavaosio pois |
viitteitä, päivitystä, poistan korjaamo-mallineen |
||
Rivi 1:
[[Image:EtaCarinae.jpg|thumb|Eta Carinae tähdestä purkautuu kaasua, koska se on Eddingtonin rajaa kirkkaampi.]]
'''Eddingtonin raja''' on raja-arvo tähden kirkkaudelle, jota kirkkaamman tähden pinnalta purkautuu kaasua ulos [[säteilypaine]]en vaikutuksesta.<ref>{{Verkkoviite | Osoite = http://www.ppl.phys.chiba-u.jp/lecture/radiation/node2.html | Nimeke = The Eddington Limit | Tekijä = | Tiedostomuoto = | Selite = | Julkaisu = | Ajankohta = | Julkaisupaikka = | Julkaisija = Chiba University | Viitattu = 20.12.2012 | Kieli = }}</ref> Säteily syntyy [[tähti|tähden]] sisällä tai tiiviin tähden pinnalle putoavan kaasun kitkakuumennuksesta. Eddingtonin raja määrää tähtien maksimimassan,
Kun johonkin [[kompakti tähti|tiiviiseen tähteen]] putoaa kaasua, [[kaasu]] säteilee energiaa, koska sen [[potentiaalienergia]] muuttuu kaasun sisäisen [[kitka]]n takia lämmöksi ja säteilyksi. Mitä suurempi massavirta tähden pinnalle putoaa ulkopuolelta, sitä voimakkaammin tähti säteilee. Toisaalta tiedetään, että hyvin kirkkaan ja kuuman "normaalin" tähden säteilypaine puhaltaa kaasua ulos tähdestä. Hyvin kuumat ja massiiviset tähdet ovat epävakaita säteilynpaineen takia, ne pyrkivät "kiehumaan yli".
Eddingtonin rajaa suurempi massavirta tiiviin tähden pinnalle on mahdoton, koska massavirran pudotessa tähden pinnalle vapautuva säteily puhaltaa kaasun ulos.
== Lähteet ==
{{Viitteet}}
[[Luokka:Astrofysiikka]]
| |||