¿Cuál es el límite de Eddington?
El límite de Eddington, también llamado luminosidad de Eddington, es el punto en el que la luminosidad emitida por una estrella o galaxia activa es tan extrema que comienza a volar las capas externas del objeto. Físicamente hablando, es la mayor luminosidad que puede pasar a través de un gas en equilibrio hidrostático, lo que significa que mayores luminosidades destruyen el equilibrio. El equilibrio hidrostático es la cualidad que mantiene una estrella redonda y aproximadamente del mismo tamaño a lo largo del tiempo.
El límite de Eddington lleva el nombre del astroficista británico Sir Arthur Stanley Eddington, un contemporáneo de Einstein que fue famoso por confirmar la teoría general de la relatividad utilizando observaciones de eclipses. En una estrella real, el límite de Eddington probablemente se alcanza alrededor de 120 masas solares, momento en el cual una estrella comienza a expulsar su envoltura a través del intenso viento solar. Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas masivas que muestran efectos de límite de Eddington y expulsan .001% de su masa a través del viento solar por año.
Las reacciones nucleares en las estrellas a menudo dependen mucho de la temperatura y la presión en el núcleo. En estrellas más masivas, el núcleo es más caliente y más denso, lo que provoca una mayor tasa de reacciones. Estas reacciones producen calor abundante, y por encima del límite de Eddington, la presión radiante externa excede la fuerza de la contracción gravitacional. Sin embargo, existen diferentes modelos en los que el límite de masa de Eddington es preciso, y difieren en un factor de dos. No estamos seguros de si el límite de masa estelar observado de ~ 150 masas solares es un límite verdadero, o simplemente no hemos encontrado más estrellas masivas todavía.
Se cree que en los primeros años del universo, unos 300 millones de años después del Big Bang, pudieron formarse estrellas extremadamente masivas que contenían varios cientos de masas solares. Esto se debe a que estas estrellas prácticamente no tenían carbono, nitrógeno u oxígeno (solo hidrógeno y helio), sustancias que catalizan las reacciones de fusión del hidrógeno, lo que aumenta la luminosidad de una estrella. Estas primeras estrellas todavía fusionaron hidrógeno muy rápidamente y tuvieron vidas de no más de un millón de años.