Eddington-Grenze

Benannt ist die Grenze nach dem britischen Astrophysiker Sir Arthur Eddington, der in den 1920er Jahren das Innere von Sternen als Gleichgewicht zwischen zwei Kräften verstand. Ein Stern leuchtet, weil in seinem Kern Kernfusion abläuft, und dieses Licht ist ein Strom aus Photonen, der nach außen drängt. Jedes Photon trägt einen winzigen Impuls. Trifft es auf Materie, gibt es diesen Impuls ab und erzeugt so einen Druck nach außen. Dem gegenüber steht die Gravitation, die alles zum Zentrum zieht. Solange die Schwerkraft gewinnt, bleibt der Stern stabil. Sobald der Strahlungsdruck die Gravitation übertrifft, kann sich die äußere Hülle nicht mehr halten.

Mathematisch ergibt sich die Eddington-Leuchtkraft aus L = 4 mal Pi mal G mal M mal c geteilt durch die Opazität Kappa. In diese Formel gehen die Gravitationskonstante G, die Sternmasse M, die Lichtgeschwindigkeit c und die Durchlässigkeit des Materials für Strahlung ein. Wichtig daran ist, dass die Grenzleuchtkraft direkt proportional zur Masse ist. Sehr massereiche Sterne nähern sich deshalb ihrer eigenen Eddington-Grenze an und verlieren über starke Sternwinde laufend Material. Das ist einer der Gründe, warum es eine obere Massengrenze für Sterne gibt und wir keine beliebig schweren Exemplare am Himmel finden. Auch das Wachstum schwarzer Löcher durch Akkretion ist durch dieselbe Physik gedeckelt, denn die einfallende Materie heizt sich auf, strahlt und bremst über ihren eigenen Strahlungsdruck den weiteren Nachschub aus.

In der harten Science-Fiction taucht die Eddington-Grenze überall dort auf, wo Autoren ehrlich mit Energie umgehen. Geschichten über Hyperriesen, über die Frühphase des Universums mit ihren extrem massereichen Population-III-Sternen oder über aktive Galaxienkerne mit gefräßigen schwarzen Löchern stützen sich auf dieses Limit, um zu erklären, warum Objekte nicht unbegrenzt schwer und hell werden. Wer fiktive Strahlungstriebwerke oder Photonensegel entwirft, stößt auf dieselbe Grenze von der anderen Seite, weil sich aus dem Strahlungsdruck eine harte Obergrenze für nutzbaren Schub ergibt.

Auch in Erzählungen über sterbende Sonnensysteme spielt die Grenze eine Rolle. Ein Stern, der seinem Lebensende entgegengeht und sich aufbläht, treibt seine äußeren Schichten genau deshalb ab, weil der Strahlungsdruck die schwächer werdende Bindung überwindet. Für Generationenschiffe oder Kolonien, die einen alternden Stern beobachten, wird das zur tödlichen Uhr. Die Eddington-Grenze verbindet so die Mikrophysik des Photonenimpulses mit dem Schicksal ganzer Sterne und liefert ein seltenes Beispiel dafür, wie eine einzige Gleichung über Größenordnungen hinweg zur Geltung kommt.