**爱丁顿光度**（英語：）或者**爱丁顿极限**（英語：），是吸积天体所能达到的最大光度。天体在吸积周围介质的同时发出辐射，当吸积物质累积到一定程度，辐射压(光压)会阻止物质进一步下落。此时天体作用在一个粒子上向内的引力与其受到向外的辐射压力达到平衡。平衡的状态被称为流体静力平衡。当一个恒星超过爱丁顿光度，它将从它的外层发起非常强烈的辐射驱动的星风。由于大多数恒星都远低于爱丁顿光度，它们的星风多是由较不强烈的吸收线驱动。爱丁顿光度极限理念却认为，没有恒星是可以在诞生时已有超过150个太阳质量。当一颗恒星的质量达120倍太阳质量以上时，必然会发生猛烈爆炸。超过这个极限时，恒星将会排挤自己，或开始流失质量，直至其内部降低到至恒星可以承受的速率。在理论上，由于恒星风会让许多物质流出，一颗更巨大的恒星不能一直维持如此巨大的质量。爱丁顿光度被激发来解释吸积黑洞的观测亮度，例如类星体。

表达式
---

对于纯粹电离氢，爱丁顿光度的表达式是：

{\displaystyle {\begin{aligned}L\_{\rm {Edd}}&={\frac {4\pi GMm\_{\rm {p}}c}{\sigma \_{\rm {T}}}}\\&\cong 1.26\times 10^{31}\left({\frac {M}{M\_{\bigodot }}}\right){\rm {W}}=3.2\times 10^{4}\left({\frac {M}{M\_{\bigodot }}}\right)L\_{\bigodot }\end{aligned}}}
其中m\_{{{\rm {p}}}}是质子的质量，\sigma \_{{{\rm {T}}}}是电子的汤姆孙散射截面，M\_{\bigodot }和L\_{\bigodot }分别是太阳的质量和光度。上式表明天体吸积所能达到的光度与其自身质量成正比，并且太阳的爱丁顿光度是其光度的104倍。

在流体静力学平衡的来源的最大亮度是爱丁顿光度。如果亮度超过爱丁顿光度，则辐射压力驱动一个流失的外流。

超级爱丁顿光度
-------

一般说来，普通恒星的光度远远低于爱丁顿光度。伽玛射线暴、新星、超新星爆发可以在很短时间内大大超过爱丁顿光度，导致在短时间的和很高强度的质量损失率。一些X射线联星和活动星系核都能够保持接近爱丁顿光度极限很长的时间。对于吸积动力来源，例如吸积中子星或激变变星（吸积白矮星），极限可以起到减少或切断吸积流，强加给吸积对应于在光度上的爱丁顿极限。恒星质量的黑洞的超级爱丁顿吸积是超亮X射线源（英语：）（ULXs）一个可能的模式。

参见
--

* 吸积
* 林軌跡
* 巨大質量恆星列表

参考资料
----

1. ↑  A. J. van Marle; S. P. Owocki; N. J. Shaviv.. AIP Conference Proceedings. 2008, **990**: 250–253. Bibcode:2008AIPC..990..250V. arXiv:0708.4207 可免费查阅. doi:10.1063/1.2905555.
2. ↑  Andrew Ulmer, Edward L. Fitzpatrick.. The Astrophysical Journal. 1998, **504** (1): 200  [2018-04-02]. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/306048 （英语）.

外部链接
----

* （英文）超越爱丁顿极限 （页面存档备份，存于）.

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

| * 
* 论
* 编
恒星 |
| --- |
|  |
| 演化 | 
* 恆星形成
* 主序前星
* 主序星
* 水平分支 (紅群聚)
* 紅巨星分支
* 漸近巨星分支
* 藍迴圈
* 上翻
* 不穩定帶
* PG 1159星
* 蒭藁變星
* 行星状星云
* 原行星雲
* 亮紅新星
* 高光度藍變星
* 沃爾夫–拉葉星
* 假超新星
* 超新星
* 極超新星
* 赫羅圖
* 双色图

 |
|  |
| 原恆星 | 
* 分子雲
	+ 电离氢区
* 包克雲球
* 初期恆星體
* 赫比格-哈羅天體
* 林忠四郎軌跡
* 林忠四郎極限
* 亨耶跡
* 獵戶型變星
	+ 金牛T星
	+ 獵戶FU型變星
* 赫比格Ae/Be星

 |
|  |
| 光度分类 | 
* 次矮星
* 主序星
	+ 藍
	+ 橙
	+ 紅
	+ 棕
	+ 黃
* 次巨星
* 巨星
	+ 紅
	+ 蓝
* 亮巨星
* 超巨星
	+ 藍
	+ 紅
	+ 黃
* 特超巨星
	+ 黃
* 藍掉隊星

 |
|  |
| 光谱分类 | 
* O
* B
* A
* F
* G
* K
* M
* Be
* OB
* B型次矮星
* 晚期型星
* 特殊恆星
	+ 金屬線星
	+ Ap和Bp星
		- 快速振盪Ap星
	+ 鋇星
	+ 碳星
	+ CN星
	+ CH星
	+ 極端氦星
	+ 牧夫λ
	+ 鉛星
	+ 汞-錳星
	+ S-型星
	+ 殼層星
	+ 鍀星

 |
|  |
| 残骸 | 
* 白矮星
	+ 氦行星
	+ 黑矮星
* 中子星
	+ 脉冲星
		- X射线
	+ 磁星
* 恆星黑洞
* 致密星
* X射线联星
	+ X射線爆發源

 |
|  |
| 纯理论恒星 | 
* 藍矮星
* 綠色星
* 黑矮星
* 奇特星
	+ 先子星
	+ 普朗克恒星（英语：）
	+ 夸克星
	+ 暗物质星
	+ Q星
* 冰冻恒星（法语：）
* 类星
* 索恩—祖特阔夫天体
* 鐵星

 |
|  |
| 核合成 | 
* 氦核作用
* 3氦過程
* 質子—質子鏈反應
* 氦閃
* 碳氮氧循環
* 鋰燃燒
* 碳燃烧
* 氖燃烧
* 氧燃烧
* 硅燃烧
* S-過程
* R-過程
* 核融合體
* 新星
	+ 新星遗迹

 |
|  |
| 结构 | 
* 核心
* 对流层
	+ 微湍流（英语：）
* 大气层
	+ 輻射層
	+ 光球层
	+ 色球层
	+ 星斑
	+ 冕
* 星风
	+ 星風泡
* 星震學
* 爱丁顿光度
* 开尔文-亥姆霍兹机制

 |
|  |
| 特徵 | 
* 命名
* 动力学
* 有效溫度
* 运动学
* 磁场
* 视星等
* 絕對星等
* 质量
* 金屬量
* 自转
* UBV色
* 變星

 |
|  |
| 恆星系統 | 
* 雙星
	+ 密接聯星
	+ 共有包層
* 聚星
* 吸积盘
* 行星系
* 太阳系

 |
|  |
| 地球视角 | 
* 北极星
* 拱極星
* 星等
* 消光
* 双色图
* 视向速度
* 自行
* 视差
* 测光标准星

 |
|  |
| 恒星列表 | 
* 普通星名表（英语：）
	+ 阿拉伯星名表（英语：）
	+ 中西星名對照表
* 星座恒星
* 巨大质量恒星
* 最小质量恒星
* 巨大恒星
* 恒星光度
* 恒星亮度
* 临近恒星
* 棕矮星
* 行星状星云
* 超新星
* 超新星候选
* 变星
* 以人名命名的恆星
* 恆星天文學年表

 |
|  |
| 相关条目 | 
* 亚恒星
	+ 棕矮星
	+ 次棕矮星
	+ 恆行星
* 星团
	+ 疏散星团
	+ 球狀星團
* 星系
* 銀河年
* 超星系團
* 日震學
* 客星
* 星座
* 星群
* 引力
* 星系際恆星
* 紅外暗雲

 |
|  |
| 
* 分类**恒星分类**
* 共享资源页面 **共享资源**
* 主题**恒星主题页**
* 主题**天文学主题页**
* 专题 **恒星专题**

 |

 |