حد ادینگتون

حدّ ادینگتون  جایی است که با فرض تعادل آب‌ایستادی و تقارن گوی‌سان در ستاره، نیروی درون‌گرای گرانش هم‌اندازهٔ نیروی برون‌گرای پیوستارcontinuum تابشی می‌شود. اگر درخشندگیluminosity ستاره (که با جرم ارتباط راست دارد) از حد فراتر رود، بادهای اختری بسیار سنگینِ پیوستار رانشی از لایه‌های بیرونی‌اش وزیدن می‌گیرد. پس مهترین اختران تابندگی‌ای بسیار کم از تابندگی ادینگتون دارند و بادهایشان با جذب خطی کمتر می‌وزد.

بندانگشتی|300پیکسل|میغ ناشی از ترکیدن ستارهٔ اتا شاه‌تخته که به‌احتمال درپی درخشندگی بیش از حد ادینگتون بوده‌است

 رابطه 
رابطه با برابر گذاشتن فشار برون‌سوی پیوستار تابشی با نیروی درون‌سوی گرانش به دست می‌آید. هر دو نیرو به نسبت وارون مربع می‌کاهد، پس می‌رسیم به این که جریان آب‌پویشیhydrodynamic flow در سراسر ستاره متفاوت است.

فشار ستاره از معادلهٔ تعادل هیدرواستاتیکی به دست می‌آید:

فشار برون‌گرای تابشی (Frad)نیز برابر است با:

σT (زیگما ت) پراکندگی تامسون میانگین الکترن و گازی است که به‌کل یونیده می‌انگاریم. κ (کاپا) نیز کدری ماده‌های ستاره‌ای است.

برابری این دو مقدار این معادله را به دست می‌دهد:

که M جرم مرکزی، M☉ جرم خورشید، L☉ توان تابشی اوست. mp هم جرم پرتون می‌باشد.

 نماد  مقدار P  فشار r  شعاع ρ  چگالی g  شتاب گرانشی G  ثابت گرانش M  جرم κ  کدریopacity c  سرعت نور Frad  نیروی تابش σT  پراکندگی تامسون mp  جرم پرتون L  درخشندگی (تابندگی یا توان تابشی) ☉  نماد خورشید

 پی‌نوشت و منبع‌ها 

 جستارهای وابسته 
 فراغول
 درخشندگی
 سیاه‌چاله
 آرتور استنلی ادینگتون

رده:اخترفیزیک
رده:مفهوم‌های اخترفیزیک
رده:اخترشناسی ستارگان