| dbo:abstract
|
- حد إدنجتون أو ضياء إدنجتون في علم الفلك (بالإنجليزية: Eddington limit أو Eddington luminosity) في (نجم) هي النقطة التي عندها تتوازن قوى الجاذبية العاملة من الخارج إلى الداخل مع ضغط الإشعاع العامل من الداخل إلى الخارج، مع اعتبار أن مادة النجم في حالة كرية وينطبق عليها التوازن الهيدروستاتيكي. وعندما يتعدى ضياء إدنجتون حده يصدر النجم رياح نجمية مستمرة تخرج من طبقاته الخارجية وتنتشر في الفضاء. ونظرا لأن معظم النجوم تصدر ضياء أقل من حد ضياء إدنجتون فيرجع سبب رياحها الخارجة من أسطحها إلى ظاهرة الامتصاص الطيفي لبعض خطوط الطيف وهذه تكون أقل فعالية عن حد ضياء إدنجتون. ويُستعان بحد إدنجتون في تفسير الإشعاع الضوئي المنبعث من الثقوب السوداء التراكمية (وهي تلك التي يحيط بها حزام من الغبار الكوني) مثل أشباه النجوم (أو الكويزار). مع ملاحظة أن حد إدنجتون هو حد خطي ولا يعتمد على الزمن، أي أن النجم يمكنه أن يتعدى ذلك الحد لوقت قصير بدون أن يتحلل. ومن تلك الظواهر نجد ما نشاهده في الثورات الضوئية ل إيتا القاعدة التي تحدث بين الحين والآخر. وفي بداية الأمر، اكتفى السير آرثر إدنجتون بأخذ تشتت الإلكترونات فقط في الاعتبار في حساب هذا الحد، وهو ما يعرف حاليًا بحد إدنجتون الكلاسيكي. أما في العصر الراهن، تم التوصل إلى حد إدنجتون مُعدل، حيث تم أخذ آليات إشعاعية أخرى في الاعتبار، مثل التفاعلات بين الجسيمات المقيدة والحرة، والتفاعلات بين الجسيمات الحرة وبعضها (انظر أشعة انكباح). (ar)
- El límit d'Eddington, o lluminositat d'Eddington, és un valor màxim de lluminositat què pot passar a través d'una capa de gas en equilibri hidroestàtic, suposant una simetria esfèrica. Usant la relació massa-lluminositat es pot usar per establir límits a la massa màxima d'una estrella. Si la lluminositat d'una estrella excedeix la lluminositat d'Eddington d'una capa de la superfície estel·lar, la capa de gas és ejectada de l'estrella. Aquest fenomen s'anomena límit d'Eddington en honor de l'astrofísic britànic Sir Arthur Stanley Eddington qui va originar el concepte. (ca)
- Als Eddington-Grenze oder Eddington-Limit (nach dem britischen Physiker Sir Arthur Stanley Eddington) bezeichnet man in der Astrophysik die natürliche Begrenzung der Leuchtkraft eines Sterns oder der Akkretion von Materie auf ein Schwarzes Loch. (de)
- The Eddington luminosity, also referred to as the Eddington limit, is the maximum luminosity a body (such as a star) can achieve when there is balance between the force of radiation acting outward and the gravitational force acting inward. The state of balance is called hydrostatic equilibrium. When a star exceeds the Eddington luminosity, it will initiate a very intense radiation-driven stellar wind from its outer layers. Since most massive stars have luminosities far below the Eddington luminosity, their winds are mostly driven by the less intense line absorption. The Eddington limit is invoked to explain the observed luminosity of accreting black holes such as quasars. Originally, Sir Arthur Eddington took only the electron scattering into account when calculating this limit, something that now is called the classical Eddington limit. Nowadays, the modified Eddington limit also counts on other radiation processes such as bound-free and free-free radiation (see Bremsstrahlung) interaction. (en)
- El límite de Eddington (también conocido como luminosidad de Eddington) es la máxima luminosidad que puede pasar a través de una capa de gas en equilibrio hidrostático, suponiendo simetría esférica, una composición de hidrógeno puro, gravedad newtoniana e interacción entre materia y radiación únicamente por dispersión Thomson. El límite de Eddington es una función de la masa del objeto, y puede expresarse como: donde
* es la luminosidad máxima
* es la masa del objeto
* es la masa del Sol
* es la luminosidad del Sol Utilizando la , puede aplicarse al cálculo de la masa máxima de una estrella. En dicho caso es necesario utilizar una composición química más realista, ya que en las atmósferas estelares reales la radiación interacciona con la materia predominantemente a través de líneas de elementos distintos al hidrógeno. Por esa razón, la masa máxima de una estrella depende, entre otros parámetros, de su metalicidad. (es)
- Eddingtonen muga (edo Eddingtonen argitasuna bezala ere ezagutzen dena) oreka hidrostatikoan dagoen gas batetik igaro daitekeen argitasun mailarik handiena da, simetria esferikoa, hidrogeno puruzko konposaketa, newtondar grabitatea eta soilik Thomson dispertsio bidezko materia eta erradiazio arteko elkarreragina suposatuz. Eddingtonen muga objektuaren masaren funtzio bat da, eta honela adieraz daiteke: non
* gehienezko argitasuna den
* objektuaren masa den
* eguzkiaren masa den
* eguzkiaren masa den erabiliz, izar baten gehienezko masaren kalkuluari aplika dakioke. Kasu horretan beharrezkoa da konposaketa kimiko errealistago bat erabiltzea, benetako izarren atmosferetan erradiazioa eta materiaren arteko elkarreragina hidrogenoa ez den beste elementu batzuen lerroen bidez gertatzen bait da. Arrazoi hori dela eta, izar baten gehienezko masa bere metaltasunaren araberakoa da, beste zenbait ezaugarriren artean. (eu)
- La limite d'Eddington, ou luminosité d'Eddington, est une valeur de luminosité qu'un objet céleste (par exemple une étoile) ne peut dépasser : au-delà, la pression de radiation prend le pas sur la gravité et des constituants de l'objet sont éjectés. La masse d'une étoile pouvant être reliée à sa luminosité au travers du diagramme de Hertzsprung-Russell, la limite d'Eddington est équivalente à une limite sur la masse d'une étoile. Cette quantité porte le nom de l'astrophysicien britannique Arthur Eddington, qui est à l'origine de ce concept. En toute rigueur, c'est une limite théorique, fondée sur des approximations : on la calcule pour une étoile en équilibre hydrostatique et à symétrie sphérique. Afin de prendre en compte les cas réels, notamment l'influence de la température, on utilise la , qui en est une extension. (fr)
- In fisica, il limite di Eddington è un limite naturale alla luminosità di un corpo sferico, come per esempio una stella, in equilibrio idrostatico tra la forza di gravità che agisce in senso attrattivo e la pressione di radiazione che tenderebbe a farlo espandere. È chiamato così in onore del fisico britannico Arthur Eddington. Se la luminosità superasse il limite di Eddington, la pressione di radiazione sarebbe così forte da generare un forte vento stellare in grado di espellere il materiale dei suoi strati più esterni. Il corpo tenderebbe quindi a dissolversi, il che provocherebbe una diminuzione della sua produzione di energia, e un riabbassamento della luminosità sotto del limite di Eddington.Molte stelle di grande massa hanno luminosità inferiori al limite di Eddington pur essendo caratterizzate da forti venti stellari, che quindi sono collegati a un'origine diversa. 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. (it)
- エディントン光度(Eddington luminosity)またはエディントン限界(Eddington limit)とは、外側への放射圧と内側への重力とが釣り合う最大光度として定義される。エディントン光度を超えると、恒星は外層から非常に強い恒星風を発生する。エディントン光度の概念は、クエーサーのような降着ブラックホールの観測光度を説明するために考えられた。 もともとアーサー・エディントンは、この限界を考える時に電子散乱のみを考慮に入れていた。これは現在では、古典エディントン限界と呼ばれることもある。改良された今日のエディントン限界では、制動放射等の効果も含めて考えられる。 (ja)
- 에딩턴 한계(영어: Eddington limit)라고도 표현되는 에딩턴 광도(영어: Eddington luminosity)는 (항성 같은)물체가 외부로 작용하는 복사력과 안쪽으로 작용하는 중력이 평형을 이루는 상태에 있을 때 도달할 수 있는 최대 광도이다. 평형 상태는 유체 정역학적 평형이라고 불린다. 별이 에딩턴 광도를 넘어서면, 별은 매우 강렬한 복사로 인해 항성풍으로 자신의 바깥층을 날려버린다. 대부분의 무거운 별들은 에딩턴 광도보다 훨씬 작은 광도를 가지고 있기 때문에, 이들의 항성풍은 대부분 덜 강렬한 선 흡수에 의해 발생한다. 에딩턴 한계는 퀘이사처럼 관측된 강착중인 블랙홀의 광도를 설명하기 위해 언급된다. 원래 아서 스탠리 에딩턴 경은 이 한계를 유도할 때 오직 만을 고려했는데, 오늘날에는 그것을 고전적인 에딩턴 한계라고 불린다. 오늘날의 수정된 에딩턴 한계는 속박-자유와 자유-자유 복사 상호작용(제동복사 참고)과 같은 다른 복사 과정을 고려하고 있다. (ko)
- De Eddingtonlichtkracht (of Eddingtonlimiet; vernoemd naar Arthur Stanley Eddington) is de maximale lichtkracht die een gas in hydrostatisch evenwicht kan hebben. Wanneer een object een lichtkracht heeft die groter is dan deze waarde, krijgt stralingsdruk de overhand over de gasdruk en wordt de ster uit elkaar geblazen. (nl)
- Eddington-luminositet (ibland även Eddingtongränsen) är den högsta luminositet som kan passera genom ett skikt av gas i hydrostatisk jämvikt, vid sfärisk symmetri. Det utåtriktade strålningstrycket på en stjärnas yttersta gasskikt balanserar då gravitationens inåtriktade acceleration. Utifrån massa-luminositets-sambandet kan jämvikten användas för att sätta gräns för en stjärnas maximala massa. Om en stjärnas luminositet överskrider Eddingtongränsen för ett skikt på stjärnytan, så kastas gasskiktet ut från stjärnan. Fenomenet har uppkallats efter Arthur Eddingtons insats på 1920-talet. (sv)
- O Limite de Eddington representa a maior luminosidade que uma estrela com certa massa pode ter e ainda estar em equilíbrio hidrostático. Seu nome é uma homenagem ao astrofísico britânico Arthur Stanley Eddington. Em estrelas de altíssima massa a pressão de radiação domina. O limite nesse sentido é que a pressão da radiação não pode ser maior do que a gravidade local; caso for maior não haverá equilíbrio hidrostático, causando perda de massa. O limite de Eddington é função da massa do objecto e é normalmente expresso fazendo referência à massa e à luminosidade do Sol: onde
* LEddington é a luminosidade máxima
* M é a massa do objecto
* MO é a massa do Sol
* LO é a luminosidade do Sol Pensa-se que a estrela Eta Carinae seja o típico exemplo do que ocorre quando é ultrapassado o limite de Eddington. (pt)
- Jasność Eddingtona – jasność gwiazdy lub innego obiektu o sferycznej symetrii, przy której ciśnienie promieniowania emitowanego przez obiekt działające na atmosferę gwiazdy równoważy przyciąganie grawitacyjne tej atmosfery. Klasyczny wzór na jasność Eddingtona: [J/s] gdzie: M – masa rozważanego obiektu,Mʘ – masa Słońca. Jeżeli jasność obiektu przekracza jasność Eddingtona, jego atmosfera nie jest w równowadze hydrostatycznej, w wyniku czego następuje intensywny wypływ materii w postaci wiatru gwiazdowego. Jasność Eddingtona zależy od masy obiektu, a także (w ogólniejszym ujęciu) od składu materii oddziałującej z promieniowaniem. W swoich oryginalnych rozważaniach Arthur Stanley Eddington uwzględnił tylko jeden proces oddziaływania materii z promieniowaniem – rozpraszanie fotonów na swobodnych elektronach. Tak określona jasność równowagi zależy tylko od masy obiektu i stałych fizycznych. W niektórych zastosowaniach nadal używa się tego prostego (klasycznego) kryterium. W ogólności bierze się pod uwagę stopień jonizacji materii i uwzględnia pełniej zjawiska absorpcji i rozpraszania. Pojęcie to jest wykorzystywane w astronomii do charakteryzowania jasności bardzo masywnych gwiazd, wiatrów gwiazdowych, a także do charakteryzowania jasności aktywnych galaktyk. (pl)
- Преде́л Э́ддингтона (эддингтоновский предел) — величина мощности электромагнитного излучения, исходящего из недр звезды, при которой его давления достаточно для компенсации веса оболочек звезды, которые окружают зону термоядерных реакций, то есть звезда находится в состоянии равновесия: не сжимается и не расширяется. При превышении предела Эддингтона звезда начинает испускать сильный звёздный ветер. Критическая (эддингтоновская) светимость — максимальная светимость звезды или другого небесного тела, определяющаяся условием равновесия гравитационных сил и давления излучения объекта. Названы по имени английского астрофизика Артура Стенли Эддингтона. (ru)
- Межа Еддінгтона — величина потужності електромагнітного випромінювання, що виходить із надр зірки, при якій його тиску достатньо для компенсації ваги оболонок зірки, які оточують зону термоядерних реакцій, тобто зірка знаходиться в стані рівноваги: не стискується і не розширюється. При перевищенні межі Еддінгтона зірка починає випускати сильний зоряний вітер. Критична (Еддінгтонівска) світність — максимальна світність зірки або іншого небесного тіла, яка формулюється умовою рівноваги гравітаційних сил і тиску випромінювання об'єкта. Обидві величини названі на честь англійського астрофізика Артура Стенлі Еддінгтона. (uk)
- 爱丁顿光度（英語：Eddington luminosity）或者爱丁顿极限（英語：Eddington limit），是吸积天体所能达到的最大光度。天体在吸积周围介质的同时发出辐射，当吸积物质累积到一定程度，辐射压(光压)会阻止物质进一步下落。此时天体作用在一个粒子上向内的引力与其受到向外的辐射压力达到平衡。平衡的状态被称为流体静力平衡。当一个恒星超过爱丁顿光度，它将从它的外层发起非常强烈的辐射驱动的星风。由于大多数恒星都远低于爱丁顿光度，它们的星风多是由较不强烈的吸收线驱动。爱丁顿光度极限理念却认为，没有恒星是可以在诞生时已有超过150个太阳质量。当一颗恒星的质量达120倍太阳质量以上时，必然会发生猛烈爆炸。超过这个极限时，恒星将会排挤自己，或开始流失质量，直至其内部降低到至恒星可以承受的速率。在理论上，由于恒星风会让许多物质流出，一颗更巨大的恒星不能一直维持如此巨大的质量。爱丁顿光度被激发来解释吸积黑洞的观测亮度，例如类星体。 (zh)
|
| dbo:thumbnail
| |
| dbo:wikiPageExternalLink
| |
| dbo:wikiPageID
| |
| dbo:wikiPageLength
|
- 13797 (xsd:nonNegativeInteger)
|
| dbo:wikiPageRevisionID
| |
| dbo:wikiPageWikiLink
| |
| dbp:wikiPageUsesTemplate
| |
| dcterms:subject
| |
| gold:hypernym
| |
| rdf:type
| |
| rdfs:comment
|
- El límit d'Eddington, o lluminositat d'Eddington, és un valor màxim de lluminositat què pot passar a través d'una capa de gas en equilibri hidroestàtic, suposant una simetria esfèrica. Usant la relació massa-lluminositat es pot usar per establir límits a la massa màxima d'una estrella. Si la lluminositat d'una estrella excedeix la lluminositat d'Eddington d'una capa de la superfície estel·lar, la capa de gas és ejectada de l'estrella. Aquest fenomen s'anomena límit d'Eddington en honor de l'astrofísic britànic Sir Arthur Stanley Eddington qui va originar el concepte. (ca)
- Als Eddington-Grenze oder Eddington-Limit (nach dem britischen Physiker Sir Arthur Stanley Eddington) bezeichnet man in der Astrophysik die natürliche Begrenzung der Leuchtkraft eines Sterns oder der Akkretion von Materie auf ein Schwarzes Loch. (de)
- エディントン光度(Eddington luminosity)またはエディントン限界(Eddington limit)とは、外側への放射圧と内側への重力とが釣り合う最大光度として定義される。エディントン光度を超えると、恒星は外層から非常に強い恒星風を発生する。エディントン光度の概念は、クエーサーのような降着ブラックホールの観測光度を説明するために考えられた。 もともとアーサー・エディントンは、この限界を考える時に電子散乱のみを考慮に入れていた。これは現在では、古典エディントン限界と呼ばれることもある。改良された今日のエディントン限界では、制動放射等の効果も含めて考えられる。 (ja)
- 에딩턴 한계(영어: Eddington limit)라고도 표현되는 에딩턴 광도(영어: Eddington luminosity)는 (항성 같은)물체가 외부로 작용하는 복사력과 안쪽으로 작용하는 중력이 평형을 이루는 상태에 있을 때 도달할 수 있는 최대 광도이다. 평형 상태는 유체 정역학적 평형이라고 불린다. 별이 에딩턴 광도를 넘어서면, 별은 매우 강렬한 복사로 인해 항성풍으로 자신의 바깥층을 날려버린다. 대부분의 무거운 별들은 에딩턴 광도보다 훨씬 작은 광도를 가지고 있기 때문에, 이들의 항성풍은 대부분 덜 강렬한 선 흡수에 의해 발생한다. 에딩턴 한계는 퀘이사처럼 관측된 강착중인 블랙홀의 광도를 설명하기 위해 언급된다. 원래 아서 스탠리 에딩턴 경은 이 한계를 유도할 때 오직 만을 고려했는데, 오늘날에는 그것을 고전적인 에딩턴 한계라고 불린다. 오늘날의 수정된 에딩턴 한계는 속박-자유와 자유-자유 복사 상호작용(제동복사 참고)과 같은 다른 복사 과정을 고려하고 있다. (ko)
- De Eddingtonlichtkracht (of Eddingtonlimiet; vernoemd naar Arthur Stanley Eddington) is de maximale lichtkracht die een gas in hydrostatisch evenwicht kan hebben. Wanneer een object een lichtkracht heeft die groter is dan deze waarde, krijgt stralingsdruk de overhand over de gasdruk en wordt de ster uit elkaar geblazen. (nl)
- Eddington-luminositet (ibland även Eddingtongränsen) är den högsta luminositet som kan passera genom ett skikt av gas i hydrostatisk jämvikt, vid sfärisk symmetri. Det utåtriktade strålningstrycket på en stjärnas yttersta gasskikt balanserar då gravitationens inåtriktade acceleration. Utifrån massa-luminositets-sambandet kan jämvikten användas för att sätta gräns för en stjärnas maximala massa. Om en stjärnas luminositet överskrider Eddingtongränsen för ett skikt på stjärnytan, så kastas gasskiktet ut från stjärnan. Fenomenet har uppkallats efter Arthur Eddingtons insats på 1920-talet. (sv)
- 爱丁顿光度（英語：Eddington luminosity）或者爱丁顿极限（英語：Eddington limit），是吸积天体所能达到的最大光度。天体在吸积周围介质的同时发出辐射，当吸积物质累积到一定程度，辐射压(光压)会阻止物质进一步下落。此时天体作用在一个粒子上向内的引力与其受到向外的辐射压力达到平衡。平衡的状态被称为流体静力平衡。当一个恒星超过爱丁顿光度，它将从它的外层发起非常强烈的辐射驱动的星风。由于大多数恒星都远低于爱丁顿光度，它们的星风多是由较不强烈的吸收线驱动。爱丁顿光度极限理念却认为，没有恒星是可以在诞生时已有超过150个太阳质量。当一颗恒星的质量达120倍太阳质量以上时，必然会发生猛烈爆炸。超过这个极限时，恒星将会排挤自己，或开始流失质量，直至其内部降低到至恒星可以承受的速率。在理论上，由于恒星风会让许多物质流出，一颗更巨大的恒星不能一直维持如此巨大的质量。爱丁顿光度被激发来解释吸积黑洞的观测亮度，例如类星体。 (zh)
- حد إدنجتون أو ضياء إدنجتون في علم الفلك (بالإنجليزية: Eddington limit أو Eddington luminosity) في (نجم) هي النقطة التي عندها تتوازن قوى الجاذبية العاملة من الخارج إلى الداخل مع ضغط الإشعاع العامل من الداخل إلى الخارج، مع اعتبار أن مادة النجم في حالة كرية وينطبق عليها التوازن الهيدروستاتيكي. مع ملاحظة أن حد إدنجتون هو حد خطي ولا يعتمد على الزمن، أي أن النجم يمكنه أن يتعدى ذلك الحد لوقت قصير بدون أن يتحلل. ومن تلك الظواهر نجد ما نشاهده في الثورات الضوئية ل إيتا القاعدة التي تحدث بين الحين والآخر. (ar)
- The Eddington luminosity, also referred to as the Eddington limit, is the maximum luminosity a body (such as a star) can achieve when there is balance between the force of radiation acting outward and the gravitational force acting inward. The state of balance is called hydrostatic equilibrium. When a star exceeds the Eddington luminosity, it will initiate a very intense radiation-driven stellar wind from its outer layers. Since most massive stars have luminosities far below the Eddington luminosity, their winds are mostly driven by the less intense line absorption. The Eddington limit is invoked to explain the observed luminosity of accreting black holes such as quasars. (en)
- Eddingtonen muga (edo Eddingtonen argitasuna bezala ere ezagutzen dena) oreka hidrostatikoan dagoen gas batetik igaro daitekeen argitasun mailarik handiena da, simetria esferikoa, hidrogeno puruzko konposaketa, newtondar grabitatea eta soilik Thomson dispertsio bidezko materia eta erradiazio arteko elkarreragina suposatuz. Eddingtonen muga objektuaren masaren funtzio bat da, eta honela adieraz daiteke: non
* gehienezko argitasuna den
* objektuaren masa den
* eguzkiaren masa den
* eguzkiaren masa den (eu)
- El límite de Eddington (también conocido como luminosidad de Eddington) es la máxima luminosidad que puede pasar a través de una capa de gas en equilibrio hidrostático, suponiendo simetría esférica, una composición de hidrógeno puro, gravedad newtoniana e interacción entre materia y radiación únicamente por dispersión Thomson. El límite de Eddington es una función de la masa del objeto, y puede expresarse como: donde
* es la luminosidad máxima
* es la masa del objeto
* es la masa del Sol
* es la luminosidad del Sol (es)
- La limite d'Eddington, ou luminosité d'Eddington, est une valeur de luminosité qu'un objet céleste (par exemple une étoile) ne peut dépasser : au-delà, la pression de radiation prend le pas sur la gravité et des constituants de l'objet sont éjectés. La masse d'une étoile pouvant être reliée à sa luminosité au travers du diagramme de Hertzsprung-Russell, la limite d'Eddington est équivalente à une limite sur la masse d'une étoile. Cette quantité porte le nom de l'astrophysicien britannique Arthur Eddington, qui est à l'origine de ce concept. (fr)
- In fisica, il limite di Eddington è un limite naturale alla luminosità di un corpo sferico, come per esempio una stella, in equilibrio idrostatico tra la forza di gravità che agisce in senso attrattivo e la pressione di radiazione che tenderebbe a farlo espandere. È chiamato così in onore del fisico britannico Arthur 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. (it)
- Jasność Eddingtona – jasność gwiazdy lub innego obiektu o sferycznej symetrii, przy której ciśnienie promieniowania emitowanego przez obiekt działające na atmosferę gwiazdy równoważy przyciąganie grawitacyjne tej atmosfery. Klasyczny wzór na jasność Eddingtona: [J/s] gdzie: M – masa rozważanego obiektu,Mʘ – masa Słońca. Pojęcie to jest wykorzystywane w astronomii do charakteryzowania jasności bardzo masywnych gwiazd, wiatrów gwiazdowych, a także do charakteryzowania jasności aktywnych galaktyk. (pl)
- O Limite de Eddington representa a maior luminosidade que uma estrela com certa massa pode ter e ainda estar em equilíbrio hidrostático. Seu nome é uma homenagem ao astrofísico britânico Arthur Stanley Eddington. Em estrelas de altíssima massa a pressão de radiação domina. O limite nesse sentido é que a pressão da radiação não pode ser maior do que a gravidade local; caso for maior não haverá equilíbrio hidrostático, causando perda de massa. O limite de Eddington é função da massa do objecto e é normalmente expresso fazendo referência à massa e à luminosidade do Sol: onde (pt)
- Межа Еддінгтона — величина потужності електромагнітного випромінювання, що виходить із надр зірки, при якій його тиску достатньо для компенсації ваги оболонок зірки, які оточують зону термоядерних реакцій, тобто зірка знаходиться в стані рівноваги: не стискується і не розширюється. При перевищенні межі Еддінгтона зірка починає випускати сильний зоряний вітер. Критична (Еддінгтонівска) світність — максимальна світність зірки або іншого небесного тіла, яка формулюється умовою рівноваги гравітаційних сил і тиску випромінювання об'єкта. (uk)
- Преде́л Э́ддингтона (эддингтоновский предел) — величина мощности электромагнитного излучения, исходящего из недр звезды, при которой его давления достаточно для компенсации веса оболочек звезды, которые окружают зону термоядерных реакций, то есть звезда находится в состоянии равновесия: не сжимается и не расширяется. При превышении предела Эддингтона звезда начинает испускать сильный звёздный ветер. Критическая (эддингтоновская) светимость — максимальная светимость звезды или другого небесного тела, определяющаяся условием равновесия гравитационных сил и давления излучения объекта. (ru)
|
| rdfs:label
|
- حد إدنجتون (ar)
- Límit d'Eddington (ca)
- Eddington-Grenze (de)
- Límite de Eddington (es)
- Eddingtonen muga (eu)
- Eddington luminosity (en)
- Limite d'Eddington (fr)
- Limite di Eddington (it)
- 에딩턴 한계 (ko)
- エディントン光度 (ja)
- Jasność Eddingtona (pl)
- Eddingtonlichtkracht (nl)
- Limite de Eddington (pt)
- Предел Эддингтона (ru)
- Eddington-luminositet (sv)
- Межа Еддінгтона (uk)
- 爱丁顿光度 (zh)
|
| owl:sameAs
| |
| prov:wasDerivedFrom
| |
| foaf:depiction
| |
| foaf:isPrimaryTopicOf
| |
| is dbo:wikiPageDisambiguates
of | |
| is dbo:wikiPageRedirects
of | |
| is dbo:wikiPageWikiLink
of | |
| is foaf:primaryTopic
of | |
