El Límite de Eddington define la máxima luminosidad que una estrella puede alcanzar sin perder masa, con restricciones y impactos en la evolución estelar.
Límite de Eddington | Concepto Básico, Restricciones e Impactos
En la astrofísica, el límite de Eddington es un concepto crucial que establece la máxima luminosidad que una estrella o un objeto astronómico puede tener sin perder su materia debido a la presión de radiación que genera su propia luz. Este límite fue propuesto por el astrofísico inglés Arthur Eddington en 1926, y se utiliza especialmente para describir estrellas masivas y agujeros negros en crecimiento.
Concepto Básico
El límite de Eddington se basa en el equilibrio entre la fuerza gravitacional que trata de atraer la materia hacia el centro de la estrella y la presión de radiación que empuja la materia hacia afuera. Este equilibrio determina cuánta luz puede emitir un objeto astronómico antes de que esta presión de radiación expulse material de su superficie.
Para una estrella de masa M y luminosidad L, el límite de Eddington se puede expresar mediante la siguiente fórmula:
LEdd = \frac{4 \pi G M mp c}{\kappa} = 1.3 \times 10^{38} \left(\frac{M}{M\odot}\right) \text{erg/s}
Aquí:
- LEdd: Límite de Eddington
- G: Constante de gravitación universal
- M: Masa del objeto astronómico
- mp: Masa del protón
- c: Velocidad de la luz en el vacío
- \kappa: Opacidad, que depende de la composición y estado de ionización del gas
- M\odot: Masa del Sol
Esta fórmula es esencial para entender cómo las estrellas y los agujeros negros se comportan, especialmente en términos de cuánto pueden crecer y cuánto material pueden acumular.
Restricciones al Límite de Eddington
El límite de Eddington no es aplicable a todos los objetos astronómicos de la misma manera, ya que depende de varios factores. Aquí discutiremos algunas de las principales restricciones:
1. Composición y Opacidad
La opacidad (\kappa) juega un papel crucial en el límite de Eddington. En el interior de una estrella, la opacidad puede variar dependiendo de la composición química y el grado de ionización del gas estelar. En general, una mayor opacidad significa que el estallido de radiación puede ser más efectivo en expulsar la materia.
2. Estrellas no Esféricas
El límite de Eddington asume una distribución esférica de la materia. Sin embargo, en estrellas no esféricas o en objetos con rotación rápida, la distribución de la presión de radiación y la gravedad puede ser anisotrópica, lo que complica el equilibrio y el límite teórico.
3. Variabilidad de Brillo
En ciertos casos, especialmente en los llamados “estallidos de rayos gamma” y “eventos de supernova”, la luminosidad puede temporalmente superar el límite de Eddington sin desintegrar significativamente la estructura del objeto. Estos eventos nos muestran que, en ciertas condiciones, el límite de Eddington puede ser violado de manera transitoria.
Impacto del Límite de Eddington
Entender y aplicar el límite de Eddington tiene una variedad de impactos en la astrofísica, especialmente en la teoría de la evolución estelar y la formación de agujeros negros.
Evolución Estelar
El límite de Eddington establece un marco teórico para la máxima luminosidad de las estrellas. Las estrellas masivas, que consumen su combustible nuclear a un ritmo frenético, deben mantener su luminosidad por debajo del límite de Eddington para evitar la pérdida de masa. Esto afecta sus ciclos de vida y etapas evolutivas, limitando su masa final y su posible colapso en objetos compactos como enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros.
Formación de Agujeros Negros Supermasivos
Para los agujeros negros, especialmente los supermasivos encontrados en los centros de galaxias, el límite de Eddington define la tasa de acreción o crecimiento. Un agujero negro que acreta material a una tasa superior al límite de Eddington enfrentará la expiración de la materia debido a la presión de radiación, limitando así su tasa de crecimiento.
No obstante, en ciertos escenarios de acreción, como en el caso de los discos de acreción delgados o los flujos de acreción dominados por radiación, es posible que se establezcan mecanismos más complejos que permitan la acreción por encima del límite de Eddington de manera regulada.