КРИТИЧЕСКАЯ СВЕТИМОСТЬ

КРИТИЧЕСКАЯ СВЕТИМОСТЬ

(эддингтоновская светимость). Светимость (L )звезды наз. критической (L _кр), если соответствующая ей сила давления излучения на вещество звезды уравновешивает силу гравитац. притяжения. Понятие "К. с." впервые введено А. С. Эдингтоном, (A. S. Eddington) в сер. 20-х гг. 20 в. (L_Kp наз. также эддингтоновским пределом светимости). Светимость L _кр является макс. верх. пределом светимости для звёзд, находящихся в статич. состоянии, а также излучающих за счёт гравитац. сжатия или аккреции. При вещество должно истекать из звезды.

Сила давления излучения на вещество определяется механизмами взаимодействия излучения с веществом, среди них - главные: 1) рассеяние излучения свободными электронами; для обычных звёзд это в осн. томсоновское рассеяние света с сечением =6,65*10^-25 см ², не зависящим от частоты рассеиваемого излучения; 2) поглощение излучения при свободно-свободных (тормозных) переходах электронов в кулоновском поле ионов; 3) поглощение излучения не полностью ионизованными атомами при связанно-связанных и связанносвободных переходах электронов, к-рое сложным образом зависит от частоты поглощаемого излучения, хим. состава и физ. состояния звёздного вещества.

Определим величину К. с. звезды с массой М в условиях, когда её вещество полностью ионизовано и доминирует механизм томсоновского рассеяния излучения свободными электронами. Рассмотрим электронейтральный сгусток вещества, к-рый расположен на расстоянии R от центра звезды, содержит ZN свободных электронов и N ионов с зарядом Ze и массой А т _p каждый ( е - заряд электрона, m_p - масса протона). Этот сгусток притягивается звездой с сплои f_ip= =GMNAm_p/R², действующей в осн. на массивные ионы, и отталкивается от звезды с силой давления излучения f _из = действующей на свободные электроны. В статич. состоянии ионный и электронный компоненты вещества тесно связаны друг с другом силой электрич. поля, к-рое компенсирует действие сил f _гр и f _из и препятствует тем самым разделению компонентов плазмы. Это поле обусловлено положит. зарядом звезды Q, возникающим на стадии установления равновесного состояния в результате потери звездой незначит. доли электронов из-за светового давления. Величина Q стабилизируется как раз на уровне, когда электрич. сила, действующая на электроны, достигает величины, сравнимой с силой светового давления. Приравнивая /гр и /„3, находим значение К. с. звезды в условиях, когда доминирует томсоновское рассеяние излучения:

где - масса Солнца. Отметим, что зависит только от массы М и состава плазмы звезды и не зависит от её радиуса благодаря одинаковой зависимости силы гравитации и силы давления излучения от расстояния. Для жёсткого рентг. и -излучения сечение рассеяния на свободных электронах (см. Комптона эффект). В этом случае

В условиях частичной ионизации вещества механизм поглощения излучения доминирует над томсоновским рассеянием, эфф. сечение взаимодействия излучения с веществом При этом (различие может достигать 1-2 порядков). Светимость звезды L в зонах частичной ионизации вещества может превысить лекальное значение L _кр. Если зона со сверхкритич. светимостью достаточно тонка, то в ней развивается конвекция, но звезда в целом остаётся равновесной. При малой плотности вещества перенос тепла конвекцией малоэффективен и наличие зоны со сверхкритич. светимостью может привести к истечению вещества из звезды, осн. масса к-рой остаётся в равновесии. При отсутствии сферич. симметрии возможно превышение светимости над L _кp. Гипотетич. сверхмассивные звёзды с массами 10⁶-10⁹ должны иметь светимость, близкую к К. с. по всей звезде, причём одноврем. выполнение условий механич. и теплового равновесия этих звёзд возможно только в условиях конвсктивного переноса энергии. Светимость, близкая к К. с., возникает при аккреции вещества на чёрную дыру или нейтронную звезду, находящуюся в достаточно плотном газовом облаке. Если светимость при аккреции L_ak= (М- поток массы, - эффективность переработки гравитац. энергии в энергию излучения), то критич. поток массы при A/Z=1и значении =0,1 есть

Сверхмассивные чёрные дыры в состоянии аккреции, а также быстровращающиеся сверхмассивные звёзды рассматриваются в качестве моделей активных галактич. ядер и квазаров. Условие того, что светимость объекта не может превышать К. с., даёт наиб. надёжную оценку масс квазаров и активных ядер галактик. В модели сверхзвезды эта оценка определяет фактич. значение её массы.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков II. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1967.

Г. С. Биснаватый-Коган, А. Ф. Илларионов.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.