Eddington-Grenze

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

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 bei Sternen, die einen Sternwind verströmen und sich wegen des Windes nicht im hydrostatischen Gleichgewicht befinden, nur näherungsweise; 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:

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

Dabei ist

• L_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

• 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

• Infos zur Eddingtonleuchtkraft (PDF-Datei; 100 kB)