КРИТИЧЕСКАЯ СВЕТИМОСТЬ

Критическая светимость (=Эддингтоновская светимость) - предельная светимость звезды LK, излучающей за счёт внутр. источников энергии. Впервые введена англ. астрономом А. Эддингтоном. К. с. даёт также верхнюю границу светимости компактных рентг. источников, излучающих за счёт аккреции на нейтронные звёзды, и черные дыры (как звёздной массы, так и сверхмассивные в ядрах галактик и квазарах). Существование гипотетич. сверхзвёзд (звёзд с массой больше , в недpax к-рых давление излучения намного превышает газовое) вообще возможно лишь при светимости, равной эддингтоновской. При светимости LK сила гравитации превышает силу давления излучения, и становится возможной аккреция вещества на компактный источник излучения. При L> LK доминирует сила давления света, аккреция невозможна, плазма должна оттекать из окрестностей источника излучения. Величину К. с. можно найти след. обр. Рассмотрим разрежённую водородную (поскольку водород - самый обильный элемент во Вселенной), полностью ионизованную плазму в окрестности компактного источника, имеющего светимость L и массу . На каждый электрон, находящийся на расстоянии R от изотропно излучающего источника, действует сила давления света , направленная по радиусу от источника. Здесь - поток излучения, - томсоновское сечение рассеяния (см. Томсоновское рассеяние). С другой стороны на протон действует сила притяжения где mp - масса протона, G - гравитационная постоянная. Силой гравитации, действующей на электрон, можно пренебречь вследствие малости массы электрона , а силой давления света, действующей на протон, пренебрегаем из-за малого сечения рассеяния . Электроны и протоны связаны электростатич. силами, поэтому можно считать, что обе противоположно направленные силы fграв и fДС приложены к паре, состоящей из электрона и протона. Обе силы имеют одинаковую зависимость от расстояния и становятся равными при светимости (эрг/с). В случае, когда оптическая толща , приравнивая градиент давления излучения к силе тяжести, также можно получить приведённое выше значение К. с. По наблюдаемой светимости объекта L можно установить нижнюю границу его массы: если LK, то L/10^(38)$" align="absmiddle" width="122" height="19" > (L выражена в эрг/с). Этим методом оценивают массы объектов в тех случаях, когда нет прямой информации о массе, напр. при определении масс квазаров и ядер галактик. Следует отметить, однако, что при отсутствии сферич. симметрии возможно превышение светимости аккрецирующих объектов над эддингтоновской. Это имеет место, напр., в рентгеновских пульсарах SMC Х-1 и LMC Х-4. Приведённую выше оценку К. с. можно уточнить для солнечного хим. состава (точный расчёт даёт (эрг/с)). В реальных задачах необходимо кроме томсоновского рассеяния учитывать вклад фотоионизации, давления излучения в спектр. линиях и т.д. При этом значение К. с. снижается. С другой стороны, для высокоэнергичных рентгеновских и гамма-фотонов сечение комптоновского рассеяния, согласно ф-ле Клейна-Нишины, меньше томсоновского, что ведёт к увеличению К. с. Отметим также, что молодые пульсары, излучающие за счёт потери энергии вращения, могут иметь светимость, превышающую эддингтоновский предел. (Р.А. Сюняев)