恒星的發(fā)光是由核聚變產(chǎn)生的，它們把輕元素（比如氫）變成重元素（比如氦），同時釋放出大量的能量。這些能量以光和熱的形式從恒星內(nèi)部向外輻射，形成了我們看到的恒星光芒。
但是，恒星并不是一直平靜地進(jìn)行核聚變。它們還要面對一個很大的問題，那就是引力。恒星是由巨大的氣體云團壓縮而成的，所以它們有很強的引力。這個引力會讓恒星內(nèi)部的物質(zhì)不斷地向中心塌縮，使得恒星變得更小更密。如果沒有什么東西來抵抗這個引力，那么恒星就會一直塌縮下去，直到變成一個黑洞。
那么，有什么東西可以抵抗引力呢？答案就是輻射壓力。輻射壓力是由光子對物質(zhì)的作用力。你可以想象，當(dāng)光子從恒星內(nèi)部向外射出時，它們會撞到恒星表面的物質(zhì)上，給它們一個向外的推力。這個推力就像一個氣墊，可以阻止物質(zhì)向內(nèi)塌縮。當(dāng)輻射壓力和引力達(dá)到平衡時，恒星就可以保持穩(wěn)定。
但是，并不是所有的恒星都能達(dá)到這種平衡。有些恒星太大太亮了，它們產(chǎn)生的輻射壓力太強了，以至于超過了引力。這樣一來，恒星表面的物質(zhì)就會被輻射壓力吹走，形成一股強烈的恒星風(fēng)。這種情況下，恒星就不能保持穩(wěn)定了，它會不斷地失去質(zhì)量和能量。
那么，有沒有一個極限值，可以告訴我們一個恒星能有多大多亮呢？答案就是愛丁頓極限。愛丁頓極限是一個理論上計算出來的值，它表示了在球?qū)ΨQ前提下天體的輻射壓力不超過引力時的光度上限值。也就是說，如果一個天體的光度超過了愛丁頓極限，那么它就會被自己的輻射壓力撕裂。
愛丁頓極限具體是多少呢？我們可以用一個公式來表示： 。其中，G 是萬有引力常數(shù)，M 是天體的質(zhì)量，m_p 是質(zhì)子的質(zhì)量，c 是光速，σ_T 是電子的湯姆孫散射截面 。這些都是一些物理常數(shù)，你不用太在意它們的具體數(shù)值。你只要知道，這個公式告訴我們，愛丁頓極限和天體的質(zhì)量成正比。也就是說，天體質(zhì)量越大，它能發(fā)出的最大光度就越大。
那么，我們可以用這個公式來計算一下太陽的愛丁頓極限嗎？答案是可以的。太陽的質(zhì)量大約是 2×10^30 千克，把它代入公式，我們可以得到：
它表示了太陽能發(fā)出的最大光度，也就是每秒鐘能釋放出的最大能量為 1.3×10^31 焦耳。為了方便比較，我們可以用太陽目前的光度來做一個參照。太陽目前的光度大約是 3.8×10^26 瓦特，這也就意味著，太陽現(xiàn)在每秒發(fā)出的能量只是它能發(fā)出的最大能量的千分之一左右。這說明太陽還很穩(wěn)定，它不會被自己的輻射壓力吹散。
那么，有沒有什么天體會超過愛丁頓極限呢？答案是有的。如果一個恒星在核反應(yīng)過程中增加了自己的亮度，并超過了自己的愛丁頓極限，那么它就會失去平衡，拋出大量的物質(zhì)，形成恒星風(fēng)。這樣就會減小恒星的質(zhì)量和亮度，使得它重新回到平衡狀態(tài)，這種現(xiàn)象在一些變星中可以觀察到。
在實際觀測中，我們還可以看到一些超大質(zhì)量恒星穩(wěn)定存在。這些恒星的質(zhì)量可以達(dá)到幾百倍甚至上千倍太陽質(zhì)量 ，這樣一來，它們產(chǎn)生的核聚變能量就非常巨大，以至于超過了愛丁頓極限。這樣的恒星是如何存在的，目前還沒有一個完整的解釋，可能有一些未知的因素能突破愛丁頓極限。
科學(xué)家猜測可能的原因有：恒星內(nèi)部存在不同層次的對流區(qū)域，這些區(qū)域可以傳遞能量和物質(zhì)，降低輻射壓力；恒星表面存在強烈的磁場，這些磁場可以抵抗輻射壓力；恒星周圍存在伴星，它可以提供額外的引力來穩(wěn)定恒星?？傊?，超過愛丁頓極限的恒星是天文學(xué)中一個有趣而復(fù)雜的問題，需要更多的觀測和理論來探索。
本文來自微信公眾號：萬象經(jīng)驗 （ID：UR4351），作者：Eugene Wang
廣告聲明：文內(nèi)含有的對外跳轉(zhuǎn)鏈接（包括不限于超鏈接、二維碼、口令等形式），用于傳遞更多信息，節(jié)省甄選時間，結(jié)果僅供參考，IT之家所有文章均包含本聲明。