Светимость Эддингтона

Светимость Эддингтона , также называемая пределом Эддингтона , — это максимальная светимость, которую тело (например, звезда) может достичь, когда существует баланс между силой излучения, действующей наружу, и силой гравитации, действующей внутрь. Состояние равновесия называется гидростатическим равновесием . Когда светимость звезды превышает светимость Эддингтона, она вызывает очень интенсивный звездный ветер , вызванный радиацией, из своих внешних слоев. Поскольку светимость большинства массивных звезд намного ниже светимости Эддингтона, их ветры обусловлены в основном менее интенсивным линейным поглощением. ^{[ необходимо определение ]}. ^[1] Предел Эддингтона используется для объяснения наблюдаемой светимости аккрецирующих черных дыр, таких как квазары .

Первоначально сэр Артур Эддингтон при расчете этого предела учитывал только рассеяние электронов , то, что сейчас называется классическим пределом Эддингтона. В настоящее время модифицированный предел Эддингтона учитывает и другие радиационные процессы, такие как связанно-свободного и свободно-свободного излучения взаимодействие .

Вывод

Предел Эддингтона получается путем установки внешнего радиационного давления равным внутренней гравитационной силе. Обе силы уменьшаются по закону обратных квадратов , поэтому, как только равенство будет достигнуто, гидродинамический поток будет одинаковым по всей звезде.

Из уравнения Эйлера гидростатического равновесия среднее ускорение равно нулю:

${\frac {du}{dt}}=-{\frac {\nabla p}{\rho }}-\nabla \Phi =0$

где $u$ это скорость, $p$ это давление, $\rho$ плотность, а $\Phi$ это гравитационный потенциал . Если в давлении преобладает радиационное давление, связанное с облучением $F_{\rm {rad}}$ ,

$-{\frac {\nabla p}{\rho }}={\frac {\kappa }{c}}F_{\rm {rad}}\,.$

Здесь $\kappa$ — непрозрачность звездного материала, определяемая как доля потока энергии излучения , поглощаемая средой, на единицу плотности и длины. Для ионизированного водорода $\kappa =\sigma _{\rm {T}}/m_{\rm {p}}$ , где $\sigma _{\rm {T}}$ — томсоновского рассеяния сечение электрона и $m_{\rm {p}}$ это масса протона . Обратите внимание, что $F_{\rm {rad}}=d^{2}E/dAdt$ определяется как поток энергии по поверхности, который можно выразить через поток импульса с помощью $E=pc$ для радиации. Следовательно, скорость передачи импульса излучения газообразной среде на единицу плотности равна $\kappa F_{\rm {rad}}/c$ , что объясняет правую часть приведенного выше уравнения.

Светимость источника, ограниченного поверхностью $S$ могут быть выражены с помощью этих отношений как

$L=\int _{S}F_{\rm {rad}}\cdot dS=\int _{S}{\frac {c}{\kappa }}\nabla \Phi \cdot dS\,.$

Теперь предположив, что непрозрачность является константой, ее можно вывести за пределы интеграла. Использование теоремы Гаусса и уравнения Пуассона дает

$L={\frac {c}{\kappa }}\int _{S}\nabla \Phi \cdot dS={\frac {c}{\kappa }}\int _{V}\nabla ^{2}\Phi \,dV={\frac {4\pi Gc}{\kappa }}\int _{V}\rho \,dV={\frac {4\pi GMc}{\kappa }}$

где $M$ - масса центрального объекта. Этот результат называется светимостью Эддингтона. ^[2] Для чистого ионизированного водорода

${\begin{aligned}L_{\rm {Edd}}&={\frac {4\pi GMm_{\rm {p}}c}{\sigma _{\rm {T}}}}\\&\cong 1.26\times 10^{31}\left({\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right){\rm {W}}=1.26\times 10^{38}\left({\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right){\rm {erg/s}}=3.2\times 10^{4}\left({\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right)L_{\bigodot }\end{aligned}}$

где $M_{\bigodot }$ это масса Солнца и $L_{\bigodot }$ это светимость Солнца.

Максимально возможная светимость источника, находящегося в гидростатическом равновесии, — это светимость Эддингтона. Если светимость превышает предел Эддингтона, то радиационное давление вызывает отток.

Масса протона появляется потому, что в типичной для внешних слоев звезды среде радиационное давление действует на электроны, которые отгоняются от центра. Поскольку протоны подвергаются незначительному давлению в результате аналога томсоновского рассеяния из-за их большей массы, в результате создается небольшое разделение зарядов и, следовательно, радиально направленное электрическое поле , действующее для подъема положительных зарядов, которые в условиях звездных атмосфер , обычно являются свободными протонами. Когда внешнего электрического поля достаточно, чтобы поднять протоны против силы тяжести, и электроны, и протоны выбрасываются вместе.

Разные пределы для разных материалов

Приведенный выше вывод для внешнего светового давления предполагает наличие водородной плазмы . В других обстоятельствах баланс давления может отличаться от того, что есть для водорода.

В развитой звезде с атмосферой из чистого гелия электрическое поле должно было бы поднять ядро гелия ( альфа-частицу ), масса которого почти в 4 раза превышает массу протона, в то время как радиационное давление действовало бы на 2 свободных электрона. Таким образом, чтобы рассеять атмосферу чистого гелия, потребуется вдвое больше обычной светимости Эддингтона.

При очень высоких температурах, как в среде черной дыры или нейтронной звезды , фотоны высокой энергии могут взаимодействовать с ядрами или даже с другими фотонами, создавая электрон- позитронную плазму. В этой ситуации совокупная масса пары положительных и отрицательных носителей заряда примерно в 918 раз меньше (половина отношения масс протона к электрону), в то время как радиационное давление на позитроны удваивает эффективную направленную вверх силу на единицу массы, поэтому необходимая предельная яркость снижается в ≈ 918×2 раза.

Точное значение эддингтоновской светимости зависит от химического состава газового слоя и спектрального распределения энергии излучения. Газ с космологическим содержанием водорода и гелия гораздо более прозрачен, чем газ с солнечным соотношением содержания . Переходы атомных линий ) существуют линейные ветры могут значительно усилить воздействие радиационного давления, а в некоторых ярких звездах (например, вольфа-райе и звездах О-типа .

Светимость Супер-Эддингтона

Роль предела Эддингтона в сегодняшних исследованиях заключается в объяснении очень высоких скоростей потери массы, наблюдаемых, например, в серии вспышек η Киля в 1840–1860 годах. ^[3] Обычные звездные ветры, движущиеся по линиям, могут объяснить скорость потери массы лишь около 10 ⁻⁴–10 ⁻³ солнечных масс в год, тогда как для понимания вспышек η Киля необходимы потери до 0,5 солнечной массы в год. Это можно сделать с помощью суперэддингтоновских ветров, вызываемых излучением широкого спектра.

Гамма-всплески , новые и сверхновые являются примерами систем, превышающих их светимость по Эддингтону в большой раз за очень короткое время, что приводит к коротким и очень интенсивным темпам потери массы. Некоторые рентгеновские двойные системы и активные галактики способны поддерживать светимость, близкую к пределу Эддингтона, в течение очень долгого времени. Для источников, работающих на аккреции, таких как аккрецирующие нейтронные звезды или катаклизмические переменные (аккрецирующие белые карлики ), предел может уменьшать или отсекать аккреционный поток, налагая предел Эддингтона на аккрецию, соответствующий пределу светимости. Аккреция суперэддингтона на черные дыры звездной массы является одной из возможных моделей сверхярких источников рентгеновского излучения (ULX). ^[4]^[5]

Для аккреции черных дыр не вся энергия, выделяемая в результате аккреции, должна проявляться в виде исходящей светимости, поскольку энергия может теряться через горизонт событий , вниз по дыре. Такие источники эффективно не могут сохранять энергию. Затем существенно влияет эффективность аккреции, или доля энергии, фактически излучаемой по сравнению с теоретически доступной за счет гравитационного энерговыделения аккрецирующего материала.

Другие факторы

Предел Эддингтона не является строгим ограничением светимости звездного объекта. Предел не учитывает несколько потенциально важных факторов, и наблюдались объекты суперэддингтона, которые, похоже, не имеют предсказанной высокой скорости потери массы. Другие факторы, которые могут повлиять на максимальную светимость звезды, включают:

Пористость . Проблема с устойчивыми ветрами, вызванными излучением широкого спектра, заключается в том, что как радиационный поток, так и гравитационное ускорение масштабируются с r ⁻². Соотношение между этими факторами постоянно, и в звезде суперэддингтона вся оболочка одновременно станет гравитационно несвязанной. Этого не наблюдается. Возможным решением является введение атмосферной пористости, при которой мы представляем, что звездная атмосфера состоит из более плотных областей, окруженных областями газа с более низкой плотностью. Это уменьшит связь между излучением и веществом, и полная сила поля излучения будет видна только в более однородных внешних слоях атмосферы с меньшей плотностью.
Турбулентность . Возможным дестабилизирующим фактором может быть турбулентное давление, возникающее, когда энергия в зонах конвекции создает поле сверхзвуковой турбулентности. Однако важность турбулентности обсуждается. ^[6]
Фотонные пузыри . Еще одним фактором, который может объяснить некоторые стабильные суперэддингтоновские объекты, является эффект фотонного пузыря . Фотонные пузыри будут спонтанно развиваться в атмосферах с преобладанием радиации, когда давление излучения превышает давление газа. Мы можем представить себе область звездной атмосферы с плотностью ниже, чем у окружающей среды, но с более высоким радиационным давлением. Такая область будет подниматься сквозь атмосферу, а радиация будет распространяться по бокам, что приведет к еще более высокому радиационному давлению. Этот эффект может переносить радиацию более эффективно, чем однородная атмосфера, увеличивая допустимую общую скорость излучения. Аккреционные диски могут иметь светимость, в 10–100 раз превышающую предел Эддингтона, не испытывая при этом нестабильности. ^[7]

Предел Хамфриса – Дэвидсона

Верхняя диаграмма H – R с отмеченным эмпирическим пределом Хамфриса-Дэвидсона (зеленая линия). Звезды наблюдаются выше предела только во время кратких вспышек.

Наблюдения за массивными звездами показывают четкий верхний предел их светимости, названный пределом Хамфриса-Дэвидсона в честь исследователей, которые первыми написали об этом. ^[8]Только очень нестабильные объекты временно обнаруживаются при более высоких светимостях. Попытки согласовать это с теоретическим пределом Эддингтона оказались в основном безуспешными. ^[9]

Предел H – D для холодных сверхгигантов находится на уровне около 316 000 L _☉ . ^[10]

Самые яркие из известных сверхгигантов K- и M-типов.
Имя	Яркость ( `L` _☉)	Эффективная температура ( К )	Спектральный тип	Примечания	Ссылки
ЛГГС J013312.26+310053.3	575,000	4,055			^[11]
ЛГГС J004520.67+414717.3	562,000	–	М1И	Вероятно, не является членом Галактики Андромеды, к нему следует относиться с осторожностью в отношении предела H – D. ^[12]	^[12]
ЛГГС J013339.28+303118.8	479,000	3,837	М1Я		^[11]
Стивенсон 2 ДФК 49	390,000	4,000	К4	Другая статья оценивает гораздо меньшую светимость (245 000 `л` _☉ ). ^[13]	^[14]
HD 269551 А	389,000	3,800	К/М		^[15]
ВОН S170	380,000	3,750	М	Принадлежность к Большому Магелланову Облаку не определена.	^[15]
РСГК1-Ф02	363,000	3660	М2		^[16]
ЛГГС J013418.56+303808.6	363,000	3,837			^[11]
ЛГГС J004428.12+415502.9	339,000	–	К2И		^[12]
АХ Скорпиона	331,000	3,682	М5Я		^[17]
СМК 18592	309,000 ^[18] - 355,000 ^[15]	4,050 ^[15]	К5–М0Iа
ЛГГС J004539.99+415404.1	309,000	–	М3И		^[12]
ЛГГС J013350.62+303230.3	309,000	3,800			^[15]
ХВ 888	302,000	3,442 ^[19]–3,500 ^[20]^[21]	М4Я		^[18]
RW Цефей	300,000	4,400	К2Иа-0		^[22]
ЛГГС J013358.54+303419.9	295,000	4,050			^[15]
ГЦИРС 7	295,000	3,600 ^[23]	М1И		^[24]
СП77 21-12	295,000	4,050	К5-М3		^[15]
EV Киля	288,000	3,574 ^[25]	М4.5Iа		^[10]
ХВ 12463	288,000	3,550	М	Вероятно, не член LMC.	^[15]
LGGS J003951.33+405303.7	288,000	–			^[12]
ЛГГС J013352.96+303816.0	282,000	3,900			^[15]
РСГК1 -F13	282,000	3,590			^[16]
ВОН G64	282,000	3,400	М5И	Вероятно, самая крупная известная звезда.	^[26]
Вестерлунд 1 W26	275,000	3,782	М0.5-М6Иа		^[27]
ЛГГС J004731.12+422749.1	275,000	–			^[12]
VY Canis Majoris	270,000	3,490	M3–M4.5		^[28]
Му Цефей	269,000 +111,000 −40,000	3750	М2 Взять		^[29]
ЛГГС J004428.48+415130.9	269,000		М1И		^[12]
РСГК1-Ф01	263,000	3,450	М5		^[16]
ЛГГС J013241.94+302047.5	257,000	3,950			^[15]
ЛМЦ 145013	251,000 ^[18] - 339,000 ^[15]	3,950 ^[15]	М2.5Iа–Iб
ЛМЦ 25320	251,000	3,800	М		^[15]

См. также

Ссылки

^ Эй Джей ван Марле; ИП Овоцкий; Нью-Джерси Шавив (2008). «Ветры, вызванные континуумом от звезд супер-Эддингтона. История о двух пределах». Материалы конференции AIP . 990 : 250–253. arXiv : 0708.4207 . Бибкод : 2008AIPC..990..250В . дои : 10.1063/1.2905555 . S2CID 118364586 .
^ Рыбицкий, ГБ; Лайтман А.П. Радиационные процессы в астрофизике . Нью-Йорк: Дж. Вили и сыновья, 1979.
^ Н. Смит; ИП Овоцкий (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд и звезд населения III». Астрофизический журнал . 645 (1): L45–L48. arXiv : astro-ph/0606174 . Бибкод : 2006ApJ...645L..45S . дои : 10.1086/506523 . S2CID 15424181 .
^ Бачетти, Маттео; Хейда, Марианна; Маккароне, Томас; Хуппенкотен, Даниэла; Израиль, Джан Лука; Баррет, Дидье; Брайтман, Мюррей; Брамбак, МакКинли; Эрншоу, Ханна П.; Форстер, Карл; Фюрст, Феликс; Грефенстетт, Брайан В.; Харрисон, Фиона А.; Джаоданд, Амрута Д.; Мэдсен, Кристин К. (01 октября 2022 г.). «Орбитальный распад в M82 X-2» . Астрофизический журнал . 937 (2): 125. arXiv : 2112.00339 . Бибкод : 2022ApJ...937..125B . дои : 10.3847/1538-4357/ac8d67 . hdl : 2299/25784 . ISSN 0004-637X .
^ «Исследование НАСА помогает объяснить непревзойденные сверхсветящиеся источники рентгеновского излучения» . Лаборатория реактивного движения НАСА (JPL) . Проверено 18 апреля 2023 г.
^ Р.Б. Стотерс (2003). «Турбулентное давление в оболочках желтых гипергигантов и светящихся синих переменных» . Астрофизический журнал . 589 (2): 960–967. Бибкод : 2003ApJ...589..960S . дои : 10.1086/374713 .
^ Дж. Аронс (1992). «Фотонные пузыри: сверхстабильность в намагниченной атмосфере». Астрофизический журнал . 388 : 561–578. Бибкод : 1992ApJ...388..561A . дои : 10.1086/171174 .
^ Хамфрис, РМ ; Дэвидсон, К. (1979). «Исследования светящихся звезд в близлежащих галактиках. III - Комментарии к эволюции наиболее массивных звезд Млечного Пути и Большого Магелланова Облака». Астрофизический журнал . 232 : 409. Бибкод : 1979ApJ...232..409H . дои : 10.1086/157301 . ISSN 0004-637X .
^ Глатцель, В.; Кириакидис, М. (15 июля 1993 г.). «Стабильность массивных звезд и предел Хамфриса – Дэвидсона» (PDF) . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 263 (2): 375–384. Бибкод : 1993MNRAS.263..375G . дои : 10.1093/mnras/263.2.375 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Дэвис, Бен; Бизор, Эмма Р. (21 марта 2020 г.). «Проблема красных сверхгигантов»: верхняя граница светимости прародителей сверхновых типа II» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 493 (1): 468–476. arXiv : 2001.06020 . Бибкод : 2020MNRAS.493..468D . дои : 10.1093/mnras/staa174 . ISSN 0035-8711 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Драут, Мария Р.; Мэсси, Филип; Мейне, Жорж (18 апреля 2012 г.). «Жёлтый и красный сверхгиганты М33» . Астрофизический журнал . 750 (2): 97. arXiv : 1203.0247 . Бибкод : 2012ApJ...750...97D . дои : 10.1088/0004-637x/750/2/97 . ISSN 0004-637X .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г Макдональд, Сара Л.Е.; Дэвис, Бен; Бизор, Эмма Р. (08 января 2022 г.). «Красные сверхгиганты в M31: предел Хамфриса-Дэвидсона при высокой металличности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 510 (3): 3132–3144. arXiv : 2111.13716 . дои : 10.1093/mnras/stab3453 . ISSN 0035-8711 .
^ Дэвис, Бен; Фигер, Дон Ф.; Кудрицкий, Рольф-Петер; МакКенти, Джон; Нахарро, Франциско; Эрреро, Артемио (1 декабря 2007 г.). «Массивное скопление красных сверхгигантов у основания рукава Щита-Кракса» . Астрофизический журнал . 671 (1): 781–801. arXiv : 0708.0821 . Бибкод : 2007ApJ...671..781D . дои : 10.1086/522224 . ISSN 0004-637X .
^ Хамфрис, Роберта М.; Хельмель, Грета; Джонс, Терри Дж.; Гордон, Майкл С. (2 сентября 2020 г.). «Изучение истории потери массы красных сверхгигантов» . Астрономический журнал . 160 (3): 145. arXiv : 2008.01108 . Бибкод : 2020AJ....160..145H . дои : 10.3847/1538-3881/abab15 . ISSN 1538-3881 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м Мэсси, Филип; Ньюджент, Кэтрин Ф.; Экстрем, Сильвия; Георгий, Кирилл; Мейне, Жорж (1 января 2023 г.). «Средние по времени темпы потери массы красных сверхгигантов, выявленные их функциями светимости в M31 и M33» . Астрофизический журнал . 942 (2): 69. arXiv : 2211.14147 . Бибкод : 2023ApJ...942...69M . дои : 10.3847/1538-4357/aca665 . ISSN 0004-637X .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Дечин, Лин; Ричардс, Анита М.С.; Маршан, Пабло; Сана, Хьюз (январь 2024 г.). «Обнаружение ALMA излучения вращательной линии CO в красных звездах-сверхгигантах массивного молодого звездного скопления RSGC1 — определение нового рецепта скорости потери массы для красных сверхгигантов». Астрономия и астрофизика . 681 : А17. arXiv : 2303.09385 . Бибкод : 2024A&A...681A..17D . дои : 10.1051/0004-6361/202244635 . ISSN 0004-6361 .
^ Арройо-Торрес, Б.; Витковский, М.; Маркайд, JM; Хаушильдт, PH (июнь 2013 г.). «Структура атмосферы и фундаментальные параметры красных сверхгигантов AH Scorpii, UY Scuti и KW Sagittarii» . Астрономия и астрофизика 554 : А7 arXiv : 1305.6179 . Бибкод : 2013A&A...554A..76A . дои : 10.1051/0004-6361/201220920 . ISSN 0004-6361 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Дэвис, Бен; Кроутер, Пол А.; Бизор, Эмма Р. (01 августа 2018 г.). «Светимость холодных сверхгигантов в Магеллановых облаках и новый предел Хамфриса-Дэвидсона» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 478 (3): 3138–3148. arXiv : 1804.06417 . Бибкод : 2018MNRAS.478.3138D . дои : 10.1093/mnras/sty1302 . ISSN 0035-8711 .
^ Рен, Йи; Цзян, Би-Вэй (01 июля 2020 г.). «О грануляции и неравномерном изменении красных сверхгигантов» . Астрофизический журнал . 898 (1): 24. arXiv : 2006.06605 . Бибкод : 2020ApJ...898...24R . дои : 10.3847/1538-4357/ab9c17 . ISSN 0004-637X .
^ Грёневеген, Массачусетский технический университет; Слоан, GC (01 января 2018 г.). «Светимость и темпы потери массы звезд Местной группы AGB и красных сверхгигантов» . Астрономия и астрофизика . 609 : А114. arXiv : 1711.07803 . Бибкод : 2018A&A...609A.114G . дои : 10.1051/0004-6361/201731089 . ISSN 0004-6361 .
^ Камат, Д.; Вуд, PR; Ван Винкель, Х. (01 декабря 2015 г.). «Оптически видимые звезды пост-AGB, звезды пост-RGB и молодые звездные объекты в Большом Магеллановом Облаке» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 454 (2): 1468–1502. arXiv : 1508.00670 . Бибкод : 2015MNRAS.454.1468K . дои : 10.1093/mnras/stv1202 . ISSN 0035-8711 .
^ Джонс, Терри Джей; Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта (11 мая 2023 г.). «Недавняя история потери массы гипергиганта RW Cep» . Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 7 (5): 92. Бибкод : 2023RNAAS...7...92J . дои : 10.3847/2515-5172/acd37f . ISSN 2515-5172 .
^ Помар, Т.; Пфуль, О.; Мартинс, Ф.; Кервелла, П.; Отт, Т.; Потт, Дж.-У.; Ле Букен, ЖБ; Брейтфельдер, Дж.; Гиллессен, С.; Перрен, Г.; Берчер, Л.; Обуа, X.; Бранднер, В. (1 августа 2014 г.). «GCIRS 7, пульсирующий сверхгигант М1 в центре Галактики. Физические свойства и возраст» . Астрономия и астрофизика . 568 : А85. arXiv : 1406.5320 . Бибкод : 2014A&A...568A..85P . дои : 10.1051/0004-6361/201423991 . ISSN 0004-6361 .
^ Герсо, Рафаэль; Смит, Верн В.; Кунья, Катя; Экстрем, Сильвия; Абиа, Карлос; Плез, Бертран; Мейне, Жорж; Рамирес, Соланж В.; Пранцос, Никос; Селлгрен, Крис; Хейс, Кристиан Р.; Маевски, Стивен Р. (13 сентября 2022 г.). «Свидетельства глубокого перемешивания в IRS 7, холодном массивном сверхгиганте, члене галактического ядерного звездного скопления» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 516 (2): 2801–2811. arXiv : 2208.10529 . дои : 10.1093/mnras/stac2393 . ISSN 0035-8711 .
^ ван Лун, Дж. Т.; Чиони, М. -РЛ; Зийлстра, А.А.; Лу, К. (1 июля 2005 г.). «Эмпирическая формула для скорости потери массы окутанных пылью красных сверхгигантов и богатых кислородом звезд асимптотической ветви гигантов» . Астрономия и астрофизика . 438 (1): 273–289. arXiv : astro-ph/0504379 . Бибкод : 2005A&A...438..273В . дои : 10.1051/0004-6361:20042555 . ISSN 0004-6361 .
^ Онака, К.; Дрибе, Т.; Хофманн, К.-Х.; Вайгельт, Г.; Витковски, М. (1 июня 2008 г.). «Пространственно разрешенный пылевой тор в направлении красного сверхгиганта WOH G64 в Большом Магеллановом Облаке» . Астрономия и астрофизика . 484 (2): 371–379. arXiv : 0803.3823 . Бибкод : 2008A&A...484..371O . дои : 10.1051/0004-6361:200809469 . ISSN 0004-6361 .
^ Аревало, Аура (22 января 2019 г.). Красные сверхгиганты в сверхмассивном звездном скоплении Вестерлунд 1 (магистерская диссертация по астрономии). Сан-Паулу, Бразилия: Университет Сан-Паулу . doi : 10.11606/d.14.2019.tde-12092018-161841 .
^ Витковский, М.; Хаушильдт, PH; Арройо-Торрес, Б.; Маркайд, JM (апрель 2012 г.). «Фундаментальные свойства и структура атмосферы красного сверхгиганта VY Canis Majoris на основе спектроинтерферометрии VLTI/AMBER» . Астрономия и астрофизика . 540 : Л12. arXiv : 1203.5194 . Бибкод : 2012A&A...540L..12W . дои : 10.1051/0004-6361/201219126 . ISSN 0004-6361 .
^ Дэвис, Бен; Бизор, Эмма Р. (март 2020 г.). «Проблема красных сверхгигантов»: верхняя граница светимости прародителей сверхновых типа II» . МНРАС . 493 (1): 468–476. arXiv : 2001.06020 . Бибкод : 2020MNRAS.493..468D . дои : 10.1093/mnras/staa174 . S2CID 210714093 .

Дальнейшее чтение

Франк, Юхан; Король, Эндрю; Рейн, Дерек (2002). Мощность аккреции в астрофизике (3-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-62957-8 .

Риган, Джон А.; Даунс, Терлоу П.; Волонтери, Марта; Бекманн, Рикарда; Лупи, Алессандро; Требич, Максим; Дюбуа, Йохан (2019). «Аккреция Супер-Эддингтона и обратная связь от первых массивных зародышевых черных дыр» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 486 (3): 3892–3906. arXiv : 1811.04953 . Бибкод : 2019MNRAS.486.3892R . дои : 10.1093/mnras/stz1045 .

Внешние ссылки

Преодоление предела Эддингтона .

[1] Эй Джей ван Марле; ИП Овоцкий; Нью-Джерси Шавив (2008). «Ветры, вызванные континуумом от звезд супер-Эддингтона. История о двух пределах». Материалы конференции AIP . 990 : 250–253. arXiv : 0708.4207 . Бибкод : 2008AIPC..990..250В . дои : 10.1063/1.2905555 . S2CID 118364586 .

[2] Рыбицкий, ГБ; Лайтман А.П. Радиационные процессы в астрофизике . Нью-Йорк: Дж. Вили и сыновья, 1979.

[3] Н. Смит; ИП Овоцкий (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд и звезд населения III». Астрофизический журнал . 645 (1): L45–L48. arXiv : astro-ph/0606174 . Бибкод : 2006ApJ...645L..45S . дои : 10.1086/506523 . S2CID 15424181 .

[4] Бачетти, Маттео; Хейда, Марианна; Маккароне, Томас; Хуппенкотен, Даниэла; Израиль, Джан Лука; Баррет, Дидье; Брайтман, Мюррей; Брамбак, МакКинли; Эрншоу, Ханна П.; Форстер, Карл; Фюрст, Феликс; Грефенстетт, Брайан В.; Харрисон, Фиона А.; Джаоданд, Амрута Д.; Мэдсен, Кристин К. (01 октября 2022 г.). «Орбитальный распад в M82 X-2» . Астрофизический журнал . 937 (2): 125. arXiv : 2112.00339 . Бибкод : 2022ApJ...937..125B . дои : 10.3847/1538-4357/ac8d67 . hdl : 2299/25784 . ISSN 0004-637X .

[5] «Исследование НАСА помогает объяснить непревзойденные сверхсветящиеся источники рентгеновского излучения» . Лаборатория реактивного движения НАСА (JPL) . Проверено 18 апреля 2023 г.

[6] Р.Б. Стотерс (2003). «Турбулентное давление в оболочках желтых гипергигантов и светящихся синих переменных» . Астрофизический журнал . 589 (2): 960–967. Бибкод : 2003ApJ...589..960S . дои : 10.1086/374713 .

[7] Дж. Аронс (1992). «Фотонные пузыри: сверхстабильность в намагниченной атмосфере». Астрофизический журнал . 388 : 561–578. Бибкод : 1992ApJ...388..561A . дои : 10.1086/171174 .

[8] Хамфрис, РМ ; Дэвидсон, К. (1979). «Исследования светящихся звезд в близлежащих галактиках. III - Комментарии к эволюции наиболее массивных звезд Млечного Пути и Большого Магелланова Облака». Астрофизический журнал . 232 : 409. Бибкод : 1979ApJ...232..409H . дои : 10.1086/157301 . ISSN 0004-637X .

[glatzel-9] Глатцель, В.; Кириакидис, М. (15 июля 1993 г.). «Стабильность массивных звезд и предел Хамфриса – Дэвидсона» (PDF) . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 263 (2): 375–384. Бибкод : 1993MNRAS.263..375G . дои : 10.1093/mnras/263.2.375 .

[Davies-Beasor-2020-10] Перейти обратно: ^а ^б Дэвис, Бен; Бизор, Эмма Р. (21 марта 2020 г.). «Проблема красных сверхгигантов»: верхняя граница светимости прародителей сверхновых типа II» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 493 (1): 468–476. arXiv : 2001.06020 . Бибкод : 2020MNRAS.493..468D . дои : 10.1093/mnras/staa174 . ISSN 0035-8711 .

[Drout-Massey-Meynet-2012-11] Перейти обратно: ^а ^б ^с Драут, Мария Р.; Мэсси, Филип; Мейне, Жорж (18 апреля 2012 г.). «Жёлтый и красный сверхгиганты М33» . Астрофизический журнал . 750 (2): 97. arXiv : 1203.0247 . Бибкод : 2012ApJ...750...97D . дои : 10.1088/0004-637x/750/2/97 . ISSN 0004-637X .

[McDonald-Davies-Beasor-2022-12] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г Макдональд, Сара Л.Е.; Дэвис, Бен; Бизор, Эмма Р. (08 января 2022 г.). «Красные сверхгиганты в M31: предел Хамфриса-Дэвидсона при высокой металличности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 510 (3): 3132–3144. arXiv : 2111.13716 . дои : 10.1093/mnras/stab3453 . ISSN 0035-8711 .

[davies2007-13] Дэвис, Бен; Фигер, Дон Ф.; Кудрицкий, Рольф-Петер; МакКенти, Джон; Нахарро, Франциско; Эрреро, Артемио (1 декабря 2007 г.). «Массивное скопление красных сверхгигантов у основания рукава Щита-Кракса» . Астрофизический журнал . 671 (1): 781–801. arXiv : 0708.0821 . Бибкод : 2007ApJ...671..781D . дои : 10.1086/522224 . ISSN 0004-637X .

[Humphreys-Helmel-etal-2020-14] Хамфрис, Роберта М.; Хельмель, Грета; Джонс, Терри Дж.; Гордон, Майкл С. (2 сентября 2020 г.). «Изучение истории потери массы красных сверхгигантов» . Астрономический журнал . 160 (3): 145. arXiv : 2008.01108 . Бибкод : 2020AJ....160..145H . дои : 10.3847/1538-3881/abab15 . ISSN 1538-3881 .

[Massey-Neugent-etal-2023-15] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м Мэсси, Филип; Ньюджент, Кэтрин Ф.; Экстрем, Сильвия; Георгий, Кирилл; Мейне, Жорж (1 января 2023 г.). «Средние по времени темпы потери массы красных сверхгигантов, выявленные их функциями светимости в M31 и M33» . Астрофизический журнал . 942 (2): 69. arXiv : 2211.14147 . Бибкод : 2023ApJ...942...69M . дои : 10.3847/1538-4357/aca665 . ISSN 0004-637X .

[:0-16] Перейти обратно: ^а ^б ^с Дечин, Лин; Ричардс, Анита М.С.; Маршан, Пабло; Сана, Хьюз (январь 2024 г.). «Обнаружение ALMA излучения вращательной линии CO в красных звездах-сверхгигантах массивного молодого звездного скопления RSGC1 — определение нового рецепта скорости потери массы для красных сверхгигантов». Астрономия и астрофизика . 681 : А17. arXiv : 2303.09385 . Бибкод : 2024A&A...681A..17D . дои : 10.1051/0004-6361/202244635 . ISSN 0004-6361 .

[17] Арройо-Торрес, Б.; Витковский, М.; Маркайд, JM; Хаушильдт, PH (июнь 2013 г.). «Структура атмосферы и фундаментальные параметры красных сверхгигантов AH Scorpii, UY Scuti и KW Sagittarii» . Астрономия и астрофизика 554 : А7 arXiv : 1305.6179 . Бибкод : 2013A&A...554A..76A . дои : 10.1051/0004-6361/201220920 . ISSN 0004-6361 .

[Davies-Crowther-Beasor-2018-18] Перейти обратно: ^а ^б ^с Дэвис, Бен; Кроутер, Пол А.; Бизор, Эмма Р. (01 августа 2018 г.). «Светимость холодных сверхгигантов в Магеллановых облаках и новый предел Хамфриса-Дэвидсона» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 478 (3): 3138–3148. arXiv : 1804.06417 . Бибкод : 2018MNRAS.478.3138D . дои : 10.1093/mnras/sty1302 . ISSN 0035-8711 .

[19] Рен, Йи; Цзян, Би-Вэй (01 июля 2020 г.). «О грануляции и неравномерном изменении красных сверхгигантов» . Астрофизический журнал . 898 (1): 24. arXiv : 2006.06605 . Бибкод : 2020ApJ...898...24R . дои : 10.3847/1538-4357/ab9c17 . ISSN 0004-637X .

[20] Грёневеген, Массачусетский технический университет; Слоан, GC (01 января 2018 г.). «Светимость и темпы потери массы звезд Местной группы AGB и красных сверхгигантов» . Астрономия и астрофизика . 609 : А114. arXiv : 1711.07803 . Бибкод : 2018A&A...609A.114G . дои : 10.1051/0004-6361/201731089 . ISSN 0004-6361 .

[21] Камат, Д.; Вуд, PR; Ван Винкель, Х. (01 декабря 2015 г.). «Оптически видимые звезды пост-AGB, звезды пост-RGB и молодые звездные объекты в Большом Магеллановом Облаке» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 454 (2): 1468–1502. arXiv : 1508.00670 . Бибкод : 2015MNRAS.454.1468K . дои : 10.1093/mnras/stv1202 . ISSN 0035-8711 .

[22] Джонс, Терри Джей; Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта (11 мая 2023 г.). «Недавняя история потери массы гипергиганта RW Cep» . Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 7 (5): 92. Бибкод : 2023RNAAS...7...92J . дои : 10.3847/2515-5172/acd37f . ISSN 2515-5172 .

[23] Помар, Т.; Пфуль, О.; Мартинс, Ф.; Кервелла, П.; Отт, Т.; Потт, Дж.-У.; Ле Букен, ЖБ; Брейтфельдер, Дж.; Гиллессен, С.; Перрен, Г.; Берчер, Л.; Обуа, X.; Бранднер, В. (1 августа 2014 г.). «GCIRS 7, пульсирующий сверхгигант М1 в центре Галактики. Физические свойства и возраст» . Астрономия и астрофизика . 568 : А85. arXiv : 1406.5320 . Бибкод : 2014A&A...568A..85P . дои : 10.1051/0004-6361/201423991 . ISSN 0004-6361 .

[24] Герсо, Рафаэль; Смит, Верн В.; Кунья, Катя; Экстрем, Сильвия; Абиа, Карлос; Плез, Бертран; Мейне, Жорж; Рамирес, Соланж В.; Пранцос, Никос; Селлгрен, Крис; Хейс, Кристиан Р.; Маевски, Стивен Р. (13 сентября 2022 г.). «Свидетельства глубокого перемешивания в IRS 7, холодном массивном сверхгиганте, члене галактического ядерного звездного скопления» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 516 (2): 2801–2811. arXiv : 2208.10529 . дои : 10.1093/mnras/stac2393 . ISSN 0035-8711 .

[25] ван Лун, Дж. Т.; Чиони, М. -РЛ; Зийлстра, А.А.; Лу, К. (1 июля 2005 г.). «Эмпирическая формула для скорости потери массы окутанных пылью красных сверхгигантов и богатых кислородом звезд асимптотической ветви гигантов» . Астрономия и астрофизика . 438 (1): 273–289. arXiv : astro-ph/0504379 . Бибкод : 2005A&A...438..273В . дои : 10.1051/0004-6361:20042555 . ISSN 0004-6361 .

[26] Онака, К.; Дрибе, Т.; Хофманн, К.-Х.; Вайгельт, Г.; Витковски, М. (1 июня 2008 г.). «Пространственно разрешенный пылевой тор в направлении красного сверхгиганта WOH G64 в Большом Магеллановом Облаке» . Астрономия и астрофизика . 484 (2): 371–379. arXiv : 0803.3823 . Бибкод : 2008A&A...484..371O . дои : 10.1051/0004-6361:200809469 . ISSN 0004-6361 .

[27] Аревало, Аура (22 января 2019 г.). Красные сверхгиганты в сверхмассивном звездном скоплении Вестерлунд 1 (магистерская диссертация по астрономии). Сан-Паулу, Бразилия: Университет Сан-Паулу . doi : 10.11606/d.14.2019.tde-12092018-161841 .

[28] Витковский, М.; Хаушильдт, PH; Арройо-Торрес, Б.; Маркайд, JM (апрель 2012 г.). «Фундаментальные свойства и структура атмосферы красного сверхгиганта VY Canis Majoris на основе спектроинтерферометрии VLTI/AMBER» . Астрономия и астрофизика . 540 : Л12. arXiv : 1203.5194 . Бибкод : 2012A&A...540L..12W . дои : 10.1051/0004-6361/201219126 . ISSN 0004-6361 .

[29] Дэвис, Бен; Бизор, Эмма Р. (март 2020 г.). «Проблема красных сверхгигантов»: верхняя граница светимости прародителей сверхновых типа II» . МНРАС . 493 (1): 468–476. arXiv : 2001.06020 . Бибкод : 2020MNRAS.493..468D . дои : 10.1093/mnras/staa174 . S2CID 210714093 .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]