Limite di Eddington
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In fisica, il limite di Eddington è un limite naturale alla luminosità di un corpo sferico tenuto insieme dalla forza di gravità, come per esempio una stella. È chiamato così in onore del fisico britannico Sir Arthur Eddington.
Se la luminosità supera il limite di Eddington, la pressione di radiazione sarebbe così forte che il materiale circostante sarebbe spinto all'esterno piuttosto che all'interno. Il corpo tenderebbe quindi a dissolversi, il che provoca una diminuzione della sua produzione di energia, e un riabbassamento della luminosità sotto il limite di Eddington.
Questa condizione vale solo per corpi stabili. Una supernova va molto oltre il limite di Eddington, per il semplice fatto che la stella si sta autodistruggendo.
Il limite di Eddington è una funzione della massa dell'oggetto, ed è in genere espresso facendo riferimento alla massa e alla luminosità del Sole:
dove
- LEddington è la luminosità massima
- M è la massa dell'oggetto
- MO è la massa del Sole
- LO è la luminosità del Sole
ne consegue che un oggetto con la stessa massa del Sole può essere al massimo 33.000 volte più luminoso della nostra stella. Tale luminosità sembra molto alta, ma stelle di massa non troppo maggiore (10 o 20 volte più del Sole) arrivano piuttosto vicine al loro limite di Eddington. Oggetti compatti come buchi neri su cui si forma un disco di accrescimento possono arrivare al loro limite di Eddington molto facilmente.
