에딩턴 한계: 두 판 사이의 차이
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'''에딩턴 한계'''({{llang|en|Eddington limit}})라고도 표현되는 '''에딩턴 광도'''({{llang|en|Eddington luminosity}})는 ([[항성]] 같은)물체가 외부로 작용하는 복사력과 안쪽으로 작용하는 [[중력]]이 평형을 이루는 상태에 있을 때 도달할 수 있는 최대 [[광도]]이다. 평형 상태는 [[정역학적 평형|유체 정역학적 평형]]이라고 불린다. 별이 에딩턴 광도를 넘어서면, 별은 매우 강렬한 복사로 인해 [[항성풍]]으로 자신의 바깥층을 날려버린다. 대부분의 무거운 별들은 에딩턴 광도보다 훨씬 작은 광도를 가지고 있기 때문에, 이들의 항성풍은 대부분 덜 강렬한 선 흡수에 의해 발생한다.<ref>{{
원래 [[아서 스탠리 에딩턴]] 경은 이 한계를 유도할 때 오직 [[톰슨 산란|전자 산란]]만을 고려했는데, 오늘날에는 그것을 고전적인 에딩턴 한계라고 불린다. 오늘날의 수정된 에딩턴 한계는 속박-자유와 자유-자유 복사 상호작용([[제동복사]] 참고)과 같은 다른 복사 과정을 고려하고 있다.
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