Eddington parlaklığı olarak da bilinen Eddington sınırı, bir yıldız veya aktif galaksinin yaydığı parlaklığın, nesnenin dış katmanlarını üflemeye başlayacak kadar aşırı olduğu noktadır. Fiziksel olarak konuşursak, hidrostatik dengede bir gazdan geçebilecek en büyük parlaklıktır, yani daha büyük parlaklıkların dengeyi bozması anlamına gelir. Hidrostatik denge, bir yıldızı yuvarlak tutan ve zaman içinde yaklaşık olarak aynı boyutta olan kalitedir.
Eddington sınırı, eclipse gözlemlerini kullanarak genel görelilik teorisini doğrulamakla ünlü olan Einstein'ın çağdaşı olan İngiliz astrofisti Sir Arthur Stanley Eddington'un adını almıştır. Gerçek bir yıldızda, Eddington sınırına yaklaşık 120 güneş kütlesi ulaşılabilir, bu noktada bir yıldız yoğun güneş rüzgârı üzerinden zarfını çıkarmaya başlar. Wolf-Rayet yıldızları, Eddington sınır etkilerini gösteren büyük kütleli yıldızlardır ve kütlelerinin% 0,001'ini güneş rüzgârıyla dışarı atarlar.
Yıldızlardaki nükleer reaksiyonlar genellikle çekirdekteki sıcaklık ve basınca bağlıdır. Daha büyük yıldızlarda, çekirdek daha sıcak ve yoğundur, bu da reaksiyon hızlarında artışa neden olur. Bu reaksiyonlar bol miktarda ısı üretir ve Eddington sınırının üstünde, dışa doğru yayılan basınç, yerçekimi büzülme kuvvetini aşar. Ancak, Eddington kütle sınırının tam olarak olduğu, iki faktör kadar farklı olan farklı modeller vardır. 150 güneş kütlesinin gözlemlenen yıldız kütle sınırının gerçek bir sınır olup olmadığından emin değiliz veya henüz daha büyük yıldızlar bulamadık.
Evrenin ilk yıllarında, Büyük Patlama'dan yaklaşık 300 milyon yıl sonra, birkaç yüz güneş kütlesi içeren çok büyük yıldızların oluşabileceği düşünülmektedir. Bunun nedeni, bu yıldızların pratikte karbon, azot veya oksijen içermemesi (sadece hidrojen ve helyum), hidrojen kaynama reaksiyonlarını katalize eden ve bir yıldızın parlaklığını arttıran maddeler içermesidir. Bu ilk yıldızlar hala çok hızlı bir şekilde hidrojeni birleştirdi ve bir milyon yıldan fazla olmayan ömürleri vardı.
