恒星的發光是由核聚變產生的，它們把輕元素（比如氫）變成重元素（比如氦），同時釋放出大量的能量。這些能量以光和熱的形式從恒星內部向外輻射，形成了我們看到的恒星光芒。

但是，恒星并不是一直平靜地進行核聚變。它們還要面對一個很大的問題，那就是引力。恒星是由巨大的氣體云團壓縮而成的，所以它們有很強的引力。這個引力會讓恒星內部的物質不斷地向中心塌縮，使得恒星變得更小更密。如果沒有什么東西來抵抗這個引力，那么恒星就會一直塌縮下去，直到變成一個黑洞。

那么，有什么東西可以抵抗引力呢？答案就是輻射壓力。輻射壓力是由光子對物質的作用力。你可以想象，當光子從恒星內部向外射出時，它們會撞到恒星表面的物質上，給它們一個向外的推力。這個推力就像一個氣墊，可以阻止物質向內塌縮。當輻射壓力和引力達到平衡時，恒星就可以保持穩定。

但是，并不是所有的恒星都能達到這種平衡。有些恒星太大太亮了，它們產生的輻射壓力太強了，以至于超過了引力。這樣一來，恒星表面的物質就會被輻射壓力吹走，形成一股強烈的恒星風。這種情況下，恒星就不能保持穩定了，它會不斷地失去質量和能量。

那么，有沒有一個極限值，可以告訴我們一個恒星能有多大多亮呢？答案就是愛丁頓極限。愛丁頓極限是一個理論上計算出來的值，它表示了在球對稱前提下天體的輻射壓力不超過引力時的光度上限值。也就是說，如果一個天體的光度超過了愛丁頓極限，那么它就會被自己的輻射壓力撕裂。

愛丁頓極限具體是多少呢？我們可以用一個公式來表示：。其中，G 是萬有引力常數，M 是天體的質量，m_p 是質子的質量，c 是光速，σ_T 是電子的湯姆孫散射截面 。這些都是一些物理常數，你不用太在意它們的具體數值。你只要知道，這個公式告訴我們，愛丁頓極限和天體的質量成正比。也就是說，天體質量越大，它能發出的最大光度就越大。

那么，我們可以用這個公式來計算一下太陽的愛丁頓極限嗎？答案是可以的。太陽的質量大約是 2×10^30千克，把它代入公式，我們可以得到：

它表示了太陽能發出的最大光度，也就是每秒鐘能釋放出的最大能量為 1.3×10^31 焦耳。為了方便比較，我們可以用太陽目前的光度來做一個參照。太陽目前的光度大約是 3.8×10^26 瓦特，這也就意味著，太陽現在每秒發出的能量只是它能發出的最大能量的千分之一左右。這說明太陽還很穩定，它不會被自己的輻射壓力吹散。

那么，有沒有什么天體會超過愛丁頓極限呢？答案是有的。如果一個恒星在核反應過程中增加了自己的亮度，并超過了自己的愛丁頓極限，那么它就會失去平衡，拋出大量的物質，形成恒星風。這樣就會減小恒星的質量和亮度，使得它重新回到平衡狀態，這種現象在一些變星中可以觀察到。

在實際觀測中，我們還可以看到一些超大質量恒星穩定存在。這些恒星的質量可以達到幾百倍甚至上千倍太陽質量 ，這樣一來，它們產生的核聚變能量就非常巨大，以至于超過了愛丁頓極限。這樣的恒星是如何存在的，目前還沒有一個完整的解釋，可能有一些未知的因素能突破愛丁頓極限。

科學家猜測可能的原因有：恒星內部存在不同層次的對流區域，這些區域可以傳遞能量和物質，降低輻射壓力；恒星表面存在強烈的磁場，這些磁場可以抵抗輻射壓力；恒星周圍存在伴星，它可以提供額外的引力來穩定恒星。總之，超過愛丁頓極限的恒星是天文學中一個有趣而復雜的問題，需要更多的觀測和理論來探索。

本文來自微信公眾號：萬象經驗 （ID：UR4351），作者：Eugene Wang

總結

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