El límite de Eddington, también llamado luminosidad de Eddington, es el punto en el que la luminosidad emitida por una estrella o galaxia activa es tan extrema que comienza a expulsar las capas externas del objeto. Físicamente hablando, es la mayor luminosidad que puede atravesar un gas en equilibrio hidrostático, lo que significa que mayores luminosidades destruyen el equilibrio. El equilibrio hidrostático es la cualidad que mantiene una estrella redonda y aproximadamente del mismo tamaño a lo largo del tiempo.
El límite de Eddington lleva el nombre del astroficista británico Sir Arthur Stanley Eddington, un contemporáneo de Einstein que fue famoso por confirmar la teoría general de la relatividad utilizando observaciones de eclipses. En una estrella real, es probable que el límite de Eddington se alcance alrededor de 120 masas solares, momento en el que una estrella comienza a expulsar su envoltura a través del intenso viento solar. Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas masivas que muestran efectos de límite de Eddington, expulsando el 001% de su masa a través del viento solar por año.
Las reacciones nucleares en las estrellas a menudo dependen en gran medida de la temperatura y la presión en el núcleo. En las estrellas más masivas, el núcleo es más caliente y más denso, lo que provoca una mayor velocidad de reacciones. Estas reacciones producen mucho calor y, por encima del límite de Eddington, la presión radiante hacia el exterior excede la fuerza de contracción gravitacional. Sin embargo, existen diferentes modelos para determinar dónde está precisamente el límite de masa de Eddington, que difieren hasta en un factor de dos. No estamos seguros de si el límite de masa estelar observado de ~ 150 masas solares es un límite verdadero, o simplemente aún no hemos encontrado estrellas más masivas.
Se cree que en los primeros años del universo, unos 300 millones de años después del Big Bang, pudieron formarse estrellas extremadamente masivas que contenían varios cientos de masas solares. Esto se debe a que estas estrellas prácticamente no tenían carbono, nitrógeno u oxígeno (solo hidrógeno y helio), sustancias que catalizan reacciones de fusión de hidrógeno, aumentando la luminosidad de una estrella. Estas primeras estrellas aún fusionaban hidrógeno muy rápidamente y tenían una vida útil de no más de un millón de años.