エディントン光度

エディントン光度（Eddington luminosity）またはエディントン限界（Eddington limit）とは、天体物理学において、天体の重力が物質を内側に引きつけようとする力と、その天体自身が放つ光（放射）が物質を外側に押し出そうとする力（放射圧）とが、特定の場所で釣り合う際に許容される、理論上の最大の明るさ（光度）を指します。この限界光度を超えて天体が明るく輝くと、放射圧が重力を上回り、天体から周囲へと強い勢いで物質が吹き出されることになります。この現象は、恒星風やより大規模なアウトバーストとして観測されます。

概念の重要性

この概念は、特に非常に明るく輝く天体の物理状態を理解する上で極めて重要です。例えば、太陽よりはるかに重い大質量星の進化や、中心にブラックホールを持つ活動銀河核やクエーサーにおいて、ガスがブラックホールに降り積もる際に発生する莫大なエネルギー放射の限界を説明するために用いられます。また、中性子星や白色矮星といったコンパクト天体への物質降着によって引き起こされる現象の解明にも不可欠です。

歴史と定義

この限界を最初に提唱したのは、20世紀初頭のイギリスの天文学者アーサー・エディントンです。彼は、恒星内部での放射圧が物質を支える重要な要素であることを示しました。当初、エディントンの計算では、主に電子と光子との相互作用である「トムソン散乱」による放射圧のみを考慮していました。これは現在では「古典エディントン限界」と呼ばれることがあります。その後、より詳細な物理過程（例えば制動放射など）も考慮に入れた、より一般的な定義が用いられるようになりました。現代の定義では、天体の質量と、天体を構成する物質の不透明度（光が透過しにくい性質）に依存する値として表現されます。

物理的な導出の概要

エディントン光度は、中心天体からある距離にある物質にかかる重力と放射圧が等しくなる条件から導かれます。これらの力はどちらも距離の2乗に反比例するため、一度この釣り合いが実現すると、その比率は距離によらず一定になります。

具体的には、天体の静水圧平衡（流体が静止している状態）を記述する方程式に、圧力勾配が放射圧によって生じているという関係を代入することで導出されます。放射圧は、天体の放射束（単位面積あたりのエネルギーの流れ）と物質の不透明度に比例します。不透明度が高い物質ほど、光子によって強く押されることになります。

この計算を進めると、エディントン光度は中心天体の質量($M$)と、その物質の不透明度($\kappa$)に比例することがわかります。すなわち、$L_{
m{Edd}} \propto M / \kappa$ という関係になります。標準的な宇宙の組成（水素とヘリウム）からなる完全にイオン化されたガスの場合、不透明度は主に電子によるトムソン散乱によって決まります。この場合の典型的なエディントン光度は、天体の質量が太陽質量の何倍かによって決まり、例えば太陽質量の天体であれば太陽光度の約3.2万倍となります。重要な点として、エディントン光度は中心天体の形状が球対称である必要はなく、降着円盤のような平たい構造を持つ天体にも適用可能です。

物質組成による限界値の変化

エディントン光度の値は、天体を構成する物質の化学組成やイオン化の状態によって変化します。これは、物質の種類によって光子の吸収や散乱の効率（すなわち不透明度$\kappa$）が異なるためです。

ヘリウム大気: 例えば、進化段階にある恒星の表面が主にヘリウムで構成されている場合、光子はヘリウム原子核と相互作用します。ヘリウム原子核は水素の陽子より質量が大きく、また放射圧は束縛された電子に対しても働くため、純粋な水素の場合と比較して物質を吹き飛ばすためにはより大きな放射圧、つまり約2倍のエディントン光度が必要になります。
高エネルギー環境: ブラックホールや中性子星の非常に高温で高密度の環境では、高エネルギーの光子が物質や他の光子と衝突して電子と陽電子のペアを生成することがあります（電子-陽電子プラズマ）。陽電子は陽子よりもはるかに軽い陽電荷を持つ粒子であり、放射圧を効率的に受けます。このような状況では、エディントン光度は純粋な水素の場合よりも大幅に（約918倍）高くなることがあります。

さらに、特定の原子が特定の波長の光を強く吸収する「原子線遷移」の効果も放射圧を増大させ、エディントン限界に影響を与えることがあります。

超エディントン現象

多くの天体はエディントン光度以下で輝いていますが、天体物理学ではエディントン限界を一時的または長期的に超える現象が観測されており、「超エディントン光度」と呼ばれます。

巨大な質量放出: 19世紀中頃に観測された、りゅうこつ座$\eta$星での大規模なアウトバースト（大爆発）に伴う異常な質量損失は、超エディントン光度による強い恒星風によって説明されています。通常の恒星風では説明できないほど大量の物質（年間太陽質量の0.5倍以上）が放出されました。
爆発現象: ガンマ線バースト、新星、超新星といった宇宙の大爆発現象では、非常に短い時間にエディントン光度をはるかに超える莫大なエネルギーが放出され、強力な質量放出が伴います。
* 定常的な超エディントン放射: 一部のX線連星や活動銀河の中には、比較的長期間にわたってエディントン光度に近いか、あるいはわずかに超える光度を維持しているものがあります。また、恒星質量ブラックホールへの活発な物質降着は、超大光度X線源と呼ばれる、エディントン限界を超えた放射を放つ天体の一つのモデルと考えられています。

エディントン光度は、天体の物理状態や進化、特に質量放出やエネルギー放射のメカニズムを理解するための基本的な概念として、天体物理学の様々な分野で利用されています。

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