에딩턴광도 (Eddington Luminosity)
쉽게 풀면
천체가 물질을 빨아들이면서 낼 수 있는 밝기의 한계로, 이보다 밝아지면 빛의 압력이 오히려 물질을 밀어내 버린다.
왜 중요한가
에딩턴 광도는 복사압이 중력을 이기는 임계 광도로, 별의 질량 상한과 강착으로 빛나는 천체의 최대 밝기를 정합니다. 퀘이사의 광도를 에딩턴 광도로 나눈 에딩턴 비율은 초대질량 블랙홀의 성장 속도를 나타내는 표준 지표이며, 퀘이사 광도로 블랙홀 질량의 하한을 추정하는 데 쓰입니다. 초광도 X선원이 이 한계를 넘는 것처럼 보여 중간 질량 블랙홀 논쟁을 낳았습니다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
에딩턴은 별 내부에서 복사압과 중력이 균형을 이루는 조건을 분석하여, 이후 강착 천체의 최대 밝기를 규정하는 에딩턴 광도 개념으로 확장되는 이론적 기초를 마련했다.
천체의 밝기가 에딩턴광도에 가까워지면 바깥으로 미는 복사압이 안으로 끌어당기는 중력과 맞먹게 되어, 그 이상으로는 물질이 쉽게 강착되지 못한다는 의미입니다.
조금 더 깊게 보면
이 한계는 구대칭이고 전자 산란만 불투명도에 기여한다는 가정에서 나온 것이라, 원반이나 비등방적 유출이 있으면 겉보기 광도가 이를 넘을 수 있습니다. 에딩턴 한계를 넘는 초에딩턴 강착이 초기 우주 블랙홀의 빠른 성장을 설명하는 후보로 논의됩니다. 광도 자체는 질량에 비례하므로 같은 값이라도 어떤 천체를 기준으로 했는지 명시해야 비교가 됩니다. 한계 광도는 강착 물질의 질량 대 전하 비, 즉 수소 대 헬륨 조성에도 의존하므로, 같은 질량의 천체라도 대기 조성이 다르면 실제 한계 값이 달라진다. 순수 수소 기준 에딩턴 광도는 태양질량당 약 1.26×10³¹ W(1.26×10³⁸ erg/s)로, 태양질량의 1억 배인 블랙홀이면 약 10³⁹ W에 이른다.
주의할 점
에딩턴 광도는 이상적인 구면 대칭 강착을 가정한 값으로, 실제 천체는 비대칭 강착이나 초에딩턴 강착 등을 통해 이 한계를 일시적으로 초과할 수 있다. 에딩턴 비율이 1에 가깝거나 이를 넘는 강착은 물질 유출이나 원반 바람을 동반하는 경우가 많아, 단순한 밝기 상한이 아니라 강착 흐름의 형태 자체를 바꾸는 물리적 전환점으로 다뤄진다.