This HTML5 document contains 11 embedded RDF statements represented using HTML+Microdata notation.

The embedded RDF content will be recognized by any processor of HTML5 Microdata.

Namespace Prefixes

PrefixIRI
wikipedia-huhttp://hu.wikipedia.org/wiki/
dcthttp://purl.org/dc/terms/
dbohttp://dbpedia.org/ontology/
foafhttp://xmlns.com/foaf/0.1/
dbpedia-huhttp://hu.dbpedia.org/resource/
prop-huhttp://hu.dbpedia.org/property/
rdfshttp://www.w3.org/2000/01/rdf-schema#
rdfhttp://www.w3.org/1999/02/22-rdf-syntax-ns#
n10http://hu.dbpedia.org/resource/Sablon:
provhttp://www.w3.org/ns/prov#
xsdhhttp://www.w3.org/2001/XMLSchema#
n8http://hu.dbpedia.org/resource/Kategória:

Statements

Subject Item
dbpedia-hu:Eddington-határ
rdfs:label
Eddington-határ
dct:subject
n8:Asztrofizika
dbo:wikiPageID
1590996
dbo:wikiPageRevisionID
23733278
prop-hu:wikiPageUsesTemplate
n10:Portál n10:Cite_journal
dbo:abstract
Az Eddington-határ vagy Eddington-féle kritikus fényesség (Sir Arthur Stanley Eddington (1882–1944) brit csillagász nevéből) a masszív, nagy tömegű csillagok egyik jellegzetes mérőszáma. Úgy írható le, hogy bármely csillag egy meghatározott maximum fényességgel rendelkezhet, melyen túl a sugárnyomás meghaladná a gravitációs erőt, ennek következtében az anyag a csillag felszínéről leválna. Az Eddington-határ szabatos levezetéséhez tudnunk kell: * az objektum tömegének nagyságát (M) * az abszolút fényességének nagyságát (L) * a sugárnyomás és a gravitációs erők viszonyát az adott csillagnál Voltaképp azt kell meghatározni, hogy a kifelé irányuló, sugárnyomást kiváltó erők és a befelé mutató gravitációs erők milyen fényesség esetén kerülnek egyensúlyba. A gravitációs erő a következőképpen adható meg: A sugárnyomásból származó erő kifejtéséhez a sugárnyomást kell definiálni, amely: ahol c a fénysebesség. Továbbá rendelkezésre kell álljon annak opacitása (κ), ekkor a sugárnyomásból létrejövő erőhatás: Ez az adott csillag legnagyobb fényességének mértéke, ennél nagyobb fényességnél a sugárnyomás lelökné a csillag külső rétegét. Megjegyzendő, hogy a levezetés az Eddington-fényesség jelen meghatározásánál az adott sugárzó égitest tömegétől való függést veszi figyelembe. A nagy energiájú anyagbefogadási folyamatok esetén a közelítést úgy alkalmazzák, hogy felteszik, az akkréciós anyag ionizált hidrogén, ekkor az opacitást a Thomson-szórás szolgáltatja. A szórási keresztmetszet majdnem kizárólag az elektronok sugárnyomásából származik, ugyanakkor a teljes tömeget gyakorlatilag a protonok összessége adja. Az Eddington-féle kritikus fényesség a legnagyobb fényesség, amelyet a M tömegű sugárzó égitest anyagbefogadási mechanizmussal létrehozhat. Vegyünk példaként egy ismert kvazárt - a 3C 273-t - amelynek fényessége L = 1012 LN. Ekkor a tömeg: lenne, amely 3×107 naptömegnek felel meg, amely már egy szupermasszív fekete lyukat tételez fel. Ilyen módon egy L = 1014 LN fényességű kvazár esetén joggal lehet feltételezni, hogy annak központjában egy legalább 109 MN tömeggel rendelkező fekete lyukat lehet lokalizálni, amely már egy galaxis méretének felel meg.
prov:wasDerivedFrom
wikipedia-hu:Eddington-határ?oldid=23733278&ns=0
dbo:wikiPageLength
3154
foaf:isPrimaryTopicOf
wikipedia-hu:Eddington-határ
Subject Item
wikipedia-hu:Eddington-határ
foaf:primaryTopic
dbpedia-hu:Eddington-határ