「エディントン限界」 重力と放射圧が釣り合う時の光の明るさ 「宇宙背景放射」ウィルソン・ペンジアス

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それ以上に増えると爆発する
恒星における内部からの光の
放射圧の限界のことを
◯◯◯◯◯◯限界という?
アッリンソル
シデケスッー
エイプオトン
エディントン(答)
「エディントン限界」

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次のうち、1964年に
ビッグバン宇宙論の根拠となる
「宇宙背景放射」を発見した
アメリカ人を全て選びなさい
ウィルソン(答)
チャンドラセカール
ヒューイッシュ
ペンジアス(答)
ガモフ
エディントン

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星はガスのかたまりですが、その星を構成するガス、あるいは、星の外にあるガスは重力(万有引力)(内向きの力)で束縛されています。しかし、星 は光を出すので、ガスには弾き飛ばそうとする力(放射圧;外向きの力)も働きます。この重力と光により吹き飛ばそうとする力が釣り合う時の星の明るさをエ ディントンの限界光度といいます。放射圧とは、ガスが光から運動量をもらって弾き飛ばされる力のことです。ガスは主に水素ガスです。
引用元:中性子星の半径と質量を求めてみよう http://www.isas.jaxa.jp/home/ttamura/classroom/main/ns/

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、外側への放射圧と内側への重力とが釣り合う最大光度として定義される。エディントン光度を超えると、恒星は外層から非常に強い恒星風を発生する。エディントン光度の概念は、クエーサーのような降着ブラックホールの観測光度を説明するために考えられた。
もともとアーサー・エディントンは、この限界を考える時に電子散乱のみを考慮に入れていた。これは現在では、古典エディントン限界と呼ばれることもある。改良された今日のエディントン限界では、制動放射等の効果も含めて考えられる。
引用元:エディントン光度 – Wikipedia https://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%82%A8%E3%83%87%E3%82%A3%E3%83%B3%E3%83%88%E3%83%B3%E5%85%89%E5%BA%A6

エディントン
Eddington, Sir Arthur Stanley

[生]1882.12.28. ウェストモーランド,ケンドル
[没]1944.11.22. ケンブリッジ
イギリスの天文学者,物理学者。ケンブリッジ大学で数学,物理学を学び,グリニッジ天文台助手 (1906) を経てケンブリッジ大学教授 (13) ,ケンブリッジ大学天文台台長 (14) 。恒星内部の理論的研究に貢献,恒星の大部分は気体から成ること,星の質量と光度とを関係づける法則を発見した (24) 。
引用元:エディントン(エディントン)とは – コトバンク https://kotobank.jp/word/%E3%82%A8%E3%83%87%E3%82%A3%E3%83%B3%E3%83%88%E3%83%B3-36861

1965年、アメリカのベル電話研究所の電波科学者ペンジャスとウィルソンは、宇宙のあらゆる方向からやってくるマイクロ波の電波雑音をとらえました。これが宇宙背景放射で、波長1ミリメートルあたりがもっとも強く、そのスペクトルは絶対温度3℃(3K)、つまり-270℃の黒体放射でした。その後、この放射は非常に高い精度で一様、かつ等方的で、とびぬけて大きいエネルギーを持つことがわかりました。このことは、とても密度が高く熱いものだった昔の宇宙がその膨張につれて温度が下がり、3Kまで冷えたと解釈できることから、ビッグバン宇宙論を支持する論拠となっています。
引用元:宇宙情報センター / SPACE INFORMATION CENTER :宇宙背景放射 http://spaceinfo.jaxa.jp/ja/cosmic_microwave_background_radiation.html