愛丁頓光度
| 愛丁頓光度 |
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愛丁頓光度是吸積天體所能達到的最大光度。天體在吸積周圍介質的同時發出輻射，當吸積物質累積到一定程度，輻射壓會阻止物質的進一步下落。此時天體作用在一個粒子上的引力與其受到的輻射壓力達到平衡。
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簡介
天體在吸積周圍介質的同時發出輻射，當吸積物質累積到一定程度，輻射壓會阻止物質的進一步下落。此時天體作用在一個粒子上的引力與其受到的輻射壓力達到平衡。其中mp是質子的質量，σT是電子的湯姆遜散射截面，M和M0和分別是太陽的質量和光度。上式表明天體吸積所能達到的光度與其自身質量成正比，並且太陽的愛丁頓光度是其光度的104倍。一般說來，普通恆星的光度遠遠低於愛丁頓光度，某些X射線雙星和活動星系核的光度能夠達到愛丁頓光度，伽瑪射線暴、超新星爆發可以在短時間內超過愛丁頓光度。
評價
英國天文學家、物理學家。1882年12月28日生於肯德爾，1944年11月22日卒於劍橋。16歲進歐文學院（曼徹斯特大學的前身），23歲畢業於劍橋大學三一學院。1906年到格林尼治天文台工作，1913年任劍橋大學天文學教授，1914年後兼任該校天文台台長。曾任英國皇家天文學會會長、英國物理學會會長、英國數學協會會長。1938～1944年當選國際天文學聯合會主席。1918～1919年創建造父變星的脈動理論，摒棄雙星假說，而用單顆恆星的脈動(周期性的收縮和膨脹）正確地解釋了造父變星周期性的光度變化。1919年參與組織兩個日食觀測隊分別去西非和巴西觀測5月29日的日全食，並親自率隊去西非，分析證實了A.愛因斯坦的光線經過引力場發生偏折的預言。這是廣義相對論的三大天文驗證之一。1920年，他把愛因斯坦提出的質能關係式應用於恆星能源的研究，認為恆星的能源不是來自於它的引力收縮，而是來自於恆星內部的核反應，反應時的質量虧損轉化成巨大的能量。這一預言被後來進一步的研究所證實。[1]