Il limite di Eddington, chiamata anche la luminosità di Eddington, è il punto in cui la luminosità emessa da una stella o galassia attiva è così estrema che si comincia a soffiare via gli strati esterni dell'oggetto. Fisicamente parlando, è la luminosità massima che può passare attraverso un gas in equilibrio idrostatico, il che significa che una maggiore luminosità distruggere l'equilibrio. Equilibrio idrostatico è la qualità che mantiene un giro stelle e circa le stesse dimensioni nel tempo.

Il limite di Eddington è chiamato dopo che i britannici astrophyicist Sir Arthur Eddington, un contemporaneo di Einstein che era famoso per la conferma della generale la teoria della relatività con Eclipse osservazioni. In una stella effettivo, il limite di Eddington è probabile che raggiunge circa 120 masse solari, a quel punto una stella inizia a espellere la propria dotazione attraverso un intenso vento solare. Stelle di Wolf-Rayet sono stelle massicce che dimostrano gli effetti limite di Eddington, espellendo ,001% della loro massa attraverso il vento solare all'anno.

reazioni nucleari nelle stelle sono spesso fortemente dipendenti dalla temperatura e la pressione nel nucleo. In stelle più massicce, il nucleo è più caldo e più denso, causando un aumento del tasso di reazioni. Queste reazioni producono calore copiosa, e al di sopra del limite di Eddington, la pressione verso l'esterno radiante supera la forza di contrazione gravitazionale. Tuttavia, ci sono diversi modelli per i quali il limite di Eddington massa è proprio, diverso da tanto quanto un fattore di due. Non siamo sicuri se il limite osservato massa stellare di circa 150 masse solari è un vero e proprio limite, o semplicemente non abbiamo trovato stelle più massicce ancora.

Si pensa che nei primi anni dell 'universo, a circa 300 milioni di anni dopo il Big Bang, stelle estremamente massicce, con alcune centinaia di masse solari sono in grado di formare. Ciò è perché queste stelle non avrebbe avuto praticamente di carbonio, di azoto, o ossigeno (solo idrogeno ed elio), sostanze che l'idrogeno catalizzano le reazioni di fusione, aumentando la luminosità di una stella. Queste stelle iniziale sono ancora fusi idrogeno molto rapidamente, e aveva durata di non più di un milione di anni.