Die Eddington-Grenze, auch Eddington-Leuchtkraft genannt, ist der Punkt, an dem die von einem Stern oder einer aktiven Galaxie emittierte Leuchtkraft so extrem ist, dass sie beginnt, die äußeren Schichten des Objekts abzublasen. Physikalisch gesehen ist es die größte Leuchtkraft, die ein Gas im hydrostatischen Gleichgewicht passieren kann, dh größere Leuchtstärken zerstören das Gleichgewicht. Hydrostatisches Gleichgewicht ist die Eigenschaft, die einen Stern im Laufe der Zeit rund und ungefähr gleich groß hält.
Die Eddington-Grenze ist nach dem britischen Astrophysiker Sir Arthur Stanley Eddington benannt, einem Zeitgenossen Einsteins, der berühmt dafür war, die allgemeine Relativitätstheorie mit Hilfe von Sonnenfinsternis-Beobachtungen zu bestätigen. In einem echten Stern wird die Eddington-Grenze wahrscheinlich bei etwa 120 Sonnenmassen erreicht, an diesem Punkt beginnt ein Stern, seine Hülle durch intensiven Sonnenwind auszustoßen. Wolf-Rayet-Sterne sind massereiche Sterne mit Eddington-Grenzeffekten, die pro Jahr 001% ihrer Masse durch Sonnenwind ausstoßen.
Kernreaktionen in Sternen sind oft stark von Temperatur und Druck im Kern abhängig. In massereicheren Sternen ist der Kern heißer und dichter, was zu einer erhöhten Reaktionsgeschwindigkeit führt. Diese Reaktionen erzeugen reichlich Hitze, und oberhalb der Eddington-Grenze übersteigt der nach außen gerichtete Strahlungsdruck die Kraft der Gravitationskontraktion. Es gibt jedoch verschiedene Modelle dafür, wo die Eddington-Massengrenze genau liegt, die sich bis zu einem Faktor von zwei unterscheiden. Wir sind uns nicht sicher, ob die beobachtete stellare Massengrenze von ~150 Sonnenmassen eine wahre Grenze ist, oder wir haben einfach noch keine massereicheren Sterne gefunden.
Es wird vermutet, dass sich in den frühen Jahren des Universums, etwa 300 Millionen Jahre nach dem Urknall, extrem massereiche Sterne mit mehreren hundert Sonnenmassen bilden konnten. Dies liegt daran, dass diese Sterne praktisch keinen Kohlenstoff, Stickstoff oder Sauerstoff (nur Wasserstoff und Helium) hatten, Substanzen, die Wasserstofffusionsreaktionen katalysieren und die Leuchtkraft eines Sterns erhöhen. Diese frühen Sterne fusionierten immer noch sehr schnell mit Wasserstoff und hatten eine Lebensdauer von nicht mehr als einer Million Jahren.