Il limite di Eddington, chiamato anche luminosità di Eddington, è il punto in cui la luminosità emessa da una stella o da una galassia attiva è così estrema che inizia a soffiare via gli strati esterni dell’oggetto. Fisicamente parlando, è la massima luminosità che può passare attraverso un gas in equilibrio idrostatico, il che significa che luminosità maggiori distruggono l’equilibrio. L’equilibrio idrostatico è la qualità che mantiene una stella rotonda e approssimativamente delle stesse dimensioni nel tempo.
Il limite di Eddington prende il nome dall’astrofisico britannico Sir Arthur Stanley Eddington, un contemporaneo di Einstein famoso per aver confermato la teoria della relatività generale usando le osservazioni dell’eclissi. In una stella reale, il limite di Eddington è probabilmente raggiunto intorno alle 120 masse solari, a quel punto una stella inizia a espellere il suo involucro attraverso un intenso vento solare. Le stelle di Wolf-Rayet sono stelle massicce che mostrano effetti limite di Eddington, espellendo lo 001% della loro massa attraverso il vento solare all’anno.
Le reazioni nucleari nelle stelle sono spesso fortemente dipendenti dalla temperatura e dalla pressione nel nucleo. Nelle stelle più massicce, il nucleo è più caldo e più denso, causando un aumento della velocità di reazioni. Queste reazioni producono calore abbondante e, al di sopra del limite di Eddington, la pressione radiante verso l’esterno supera la forza di contrazione gravitazionale. Tuttavia, ci sono diversi modelli per cui il limite di massa di Eddington è precisamente, differendo fino a un fattore due. Non siamo sicuri se il limite di massa stellare osservato di ~150 masse solari sia un vero limite, o semplicemente non abbiamo ancora trovato stelle più massicce.
Si pensa che nei primi anni dell’universo, circa 300 milioni di anni dopo il Big Bang, si potessero formare stelle estremamente massicce contenenti diverse centinaia di masse solari. Questo perché queste stelle erano praticamente prive di carbonio, azoto o ossigeno (solo idrogeno ed elio), sostanze che catalizzano le reazioni di fusione dell’idrogeno, aumentando la luminosità di una stella. Queste prime stelle fondevano ancora l’idrogeno molto rapidamente e avevano una vita di non più di un milione di anni.