41,228
次編輯
變更
创建页面，内容为“{| class="wikitable" align="right" |- | style="background: #FF2400" align= center| '''<big>爱丁顿光度</big>''' |- |<center><img src=https://p1.ssl.qhimg.com/dr…”
{| class="wikitable" align="right"
|-
| style="background: #FF2400" align= center| '''<big>爱丁顿光度</big>'''
|-
|<center><img src=https://p1.ssl.qhimg.com/dr/270_500_/t0126e6693f0698885d.jpg?size=142x200 width="300"></center>
<small>[https://baike.so.com/doc/5716701-5929427.html 来自 网络 的图片]</small>
|-
|-
| align= light|
|}
'''爱丁顿光度'''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，辐射压会阻止物质的进一步下落。此时天体作用在一个粒子上的引力与其受到的辐射压力达到平衡。
=='''简介'''==
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，辐射压会阻止物质的进一步下落。此时天体作用在一个粒子上的引力与其受到的辐射压力达到平衡。其中mp是质子的质量，σT是电子的汤姆逊散射截面，M和M0和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。一般说来，普通恒星的光度远远低于爱丁顿光度，某些X射线双星和活动星系核的光度能够达到爱丁顿[[光度]]，伽玛[[射线]]暴、超新星爆发可以在短时间内超过爱丁顿光度。
=='''评价'''==
英国天文学家、物理学家。1882年12月28日生于肯德尔，1944年11月22日卒于剑桥。16岁进欧文学院（曼彻斯特大学的前身），23岁毕业于剑桥大学三一学院。1906年到格林尼治天文台工作，1913年任剑桥大学天文学教授，1914年后兼任该校天文台台长。曾任英国皇家天文学会会长、英国物理学会会长、英国数学协会会长。1938～1944年当选国际天文学联合会主席。1918～1919年创建造父变星的脉动理论，摒弃双星假说，而用单颗恒星的脉动(周期性的收缩和膨胀）正确地解释了造父变星周期性的光度变化。1919年参与组织两个日食观测队分别去西非和巴西观测5月29日的日全食，并亲自率队去西非，分析证实了A.爱因斯坦的光线经过引力场发生偏折的预言。这是广义相对论的三大天文验证之一。1920年，他把爱因斯坦提出的质能关系式应用于恒星能源的研究，认为恒星的能源不是来自于它的引力收缩，而是来自于恒星内部的核反应，反应时的质量亏损转化成巨大的能量。这一预言被后来进一步的研究所证实。<ref>[https://www.163.com/dy/article/H9RI4UQ50552RMC9.html 爱丁顿光度]搜狗</ref>
=='''参考文献'''==
|-
| style="background: #FF2400" align= center| '''<big>爱丁顿光度</big>'''
|-
|<center><img src=https://p1.ssl.qhimg.com/dr/270_500_/t0126e6693f0698885d.jpg?size=142x200 width="300"></center>
<small>[https://baike.so.com/doc/5716701-5929427.html 来自 网络 的图片]</small>
|-
|-
| align= light|
|}
'''爱丁顿光度'''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，辐射压会阻止物质的进一步下落。此时天体作用在一个粒子上的引力与其受到的辐射压力达到平衡。
=='''简介'''==
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，辐射压会阻止物质的进一步下落。此时天体作用在一个粒子上的引力与其受到的辐射压力达到平衡。其中mp是质子的质量，σT是电子的汤姆逊散射截面，M和M0和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。一般说来，普通恒星的光度远远低于爱丁顿光度，某些X射线双星和活动星系核的光度能够达到爱丁顿[[光度]]，伽玛[[射线]]暴、超新星爆发可以在短时间内超过爱丁顿光度。
=='''评价'''==
英国天文学家、物理学家。1882年12月28日生于肯德尔，1944年11月22日卒于剑桥。16岁进欧文学院（曼彻斯特大学的前身），23岁毕业于剑桥大学三一学院。1906年到格林尼治天文台工作，1913年任剑桥大学天文学教授，1914年后兼任该校天文台台长。曾任英国皇家天文学会会长、英国物理学会会长、英国数学协会会长。1938～1944年当选国际天文学联合会主席。1918～1919年创建造父变星的脉动理论，摒弃双星假说，而用单颗恒星的脉动(周期性的收缩和膨胀）正确地解释了造父变星周期性的光度变化。1919年参与组织两个日食观测队分别去西非和巴西观测5月29日的日全食，并亲自率队去西非，分析证实了A.爱因斯坦的光线经过引力场发生偏折的预言。这是广义相对论的三大天文验证之一。1920年，他把爱因斯坦提出的质能关系式应用于恒星能源的研究，认为恒星的能源不是来自于它的引力收缩，而是来自于恒星内部的核反应，反应时的质量亏损转化成巨大的能量。这一预言被后来进一步的研究所证实。<ref>[https://www.163.com/dy/article/H9RI4UQ50552RMC9.html 爱丁顿光度]搜狗</ref>
=='''参考文献'''==