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2025-08-22T09:09:18Z

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'''愛丁頓光度'''（英語：'''Eddington luminosity'''）抑是講'''愛丁頓極限'''（英語：'''Eddington limit'''），是吸積天體所會達到的上大的光度。天體咧吸積周圍介質的同時發出輻射，做吸積物質累積到一定程度，輻射壓 ( 光壓 ) 會阻止物質進一步下落。現此時天體作用佇一粒子頂向內底的引力佮其受著向外口的輻射壓力達到平衡。平衡的狀態予人稱做流體靜力平衡。做一个恆星超過愛丁頓光度，伊共對外層發起非常強的輻射驅動的星風。因為大多數恆星攏比愛丁頓光度，𪜶的星風多數是由較無強烈的吸收線驅動。愛丁頓光度真限理念煞認為，無恆星是會當誕生的時陣已經有超過一百五十个日頭質量。做一粒恆星的質量有到百二倍太陽質量以上的時，一定會發生猛烈爆炸。超過這盡磅的時陣，恆星會排斥家己，抑是開始流失去質量，一直到其內部降低到恆星會當承受的速率。佇理論上，因為恆星風會予足濟物質流出，一粒閣較大粒的恆星袂使一直維持按呢誠大粒的質量。愛丁頓的光度被激發來解說吸積烏空的觀測光度，譬如講類星體。

==表達式==

著純粹電離氫，愛丁頓光度的表達式是：

: $ { \ begin { aligned } L _ { \ rm { Edd } } &={ \ frac { 四 \ pi GMm _ { \ rm { p } } c } { \ sigma _ { \ rm { T } } } } \ \ & \ cong 一孵二六 \ times 十 ^ { 三十一 } \ left ( { \ frac { M } { M _ { \ bigodot } } } \ right ) { \ rm { W } }=三孵二 \ times 十 ^ { 四 } \ left ( { \ frac { M } { M _ { \ bigodot } } } \ right ) L _ { \ bigodot } \ end { aligned } } $

其中 $ m _ { \ rm { p } } $ 是質子的質量，$ \ sigma _ { \ rm { T } } $ 是電子的湯姆森散射全面，$ M _ { \ bigodot } $ 和 $ L _ { \ bigodot } $ 分別是日頭的質量佮光度。上式表明仔載體吸積所會當達到的光度佮其實身質量成正比，並且日頭的愛丁頓光度是其光度的一百空四倍。

佇流體靜力學平衡的來源的上大的光度是愛丁頓的光度。抑若光度超過愛丁頓光度，是輻射壓力驅動一个流失的外流。

==超級愛丁頓光度==

一般來講，普通恆星的光度遠遠低於愛丁頓的光度。伽瑪射線暴、新星、超新星爆發會當佇足短的時間內大大超過愛丁頓光度，致使佇短時間的佮真高強度的質量損失率。一寡仔 X 射線聯星佮活動星系核都會當保持接近愛丁頓的光度限誠長的時間。對吸積有動力的來源，譬如講吸積中子星抑是激變星（吸積白矮星），極限會當起到減少抑是切斷吸積流，強加予吸積對應該佇咧光度上的愛丁頓極限。恆星質量的烏空的超級愛丁頓吸積是有夠光的 X 射線源（ULXs）一个可能的模式。

==參見==

* 吸積
* 林軌跡
* 大摸質量恆星列表

==參考資料==

==外部連結==

*（英文）超越愛丁頓極限 .

[[分類: 待校正]]

愛丁頓光度 - 修訂紀錄

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