La limite d’Eddington, également appelée luminosité d’Eddington, est le point auquel la luminosité émise par une étoile ou une galaxie active est si extrême qu’elle commence à souffler sur les couches externes de l’objet. Physiquement parlant, c’est la plus grande luminosité qui peut traverser un gaz en équilibre hydrostatique, ce qui signifie que des luminosités plus élevées détruisent l’équilibre. L’équilibre hydrostatique est la qualité qui maintient une étoile ronde et approximativement de la même taille dans le temps.
La limite d’Eddington porte le nom de l’astrophysicien britannique Sir Arthur Stanley Eddington, un contemporain d’Einstein qui était célèbre pour avoir confirmé la théorie de la relativité générale à l’aide d’observations d’éclipses. Dans une étoile réelle, la limite d’Eddington est probablement atteinte autour de 120 masses solaires, moment auquel une étoile commence à éjecter son enveloppe par un vent solaire intense. Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles massives présentant des effets limites d’Eddington, éjectant 001% de leur masse par le vent solaire par an.
Les réactions nucléaires dans les étoiles dépendent souvent fortement de la température et de la pression dans le noyau. Dans les étoiles plus massives, le noyau est plus chaud et plus dense, provoquant une augmentation du taux de réactions. Ces réactions produisent une chaleur abondante, et au-dessus de la limite d’Eddington, la pression rayonnante vers l’extérieur dépasse la force de contraction gravitationnelle. Cependant, il existe différents modèles pour déterminer où se situe précisément la limite de masse d’Eddington, différant jusqu’à un facteur de deux. Nous ne savons pas si la limite de masse stellaire observée d’environ 150 masses solaires est une vraie limite, ou nous n’avons tout simplement pas encore trouvé d’étoiles plus massives.
On pense que dans les premières années de l’univers, environ 300 millions d’années après le Big Bang, des étoiles extrêmement massives contenant plusieurs centaines de masses solaires ont pu se former. En effet, ces étoiles n’avaient pratiquement pas de carbone, d’azote ou d’oxygène (juste de l’hydrogène et de l’hélium), des substances qui catalysent les réactions de fusion de l’hydrogène, augmentant la luminosité d’une étoile. Ces premières étoiles fusionnaient encore l’hydrogène très rapidement et avaient des durées de vie ne dépassant pas un million d’années.