超エディントン光度
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/04 21:51 UTC 版)
「エディントン光度」の記事における「超エディントン光度」の解説
エディントン限界の現代の研究における役割は、1840年から1860年にりゅうこつ座η星で観測されたような、非常に大きな速度の質量損失に説明を与えることである。通常の恒星風では、1年当たり10-4から-3太陽質量程度の質量損失までしか説明できないが、りゅうこつ座η星のアウトバーストを理解するには、年に0.5太陽質量を超えるような質量損失が必要であった。これは、超エディントン光度の恒星風によって説明できる。 ガンマ線バースト、新星、超新星は、非常に短い時間でエディントン光度を大きく超え、非常に短い時間に強力な質量喪失が起こった例である。いくつかのX線連星や活動銀河の中には、非常に長期に渡ってエディントン光度ぎりぎりの光度を保っているものもある。降着のある中性子星や激変星では、エディントン限界によって、その光度に相当する降着に制限されている。恒星質量ブラックホールへのエディントン限界を超えた降着は、超大光度X線源の1つのモデルである。
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