**حدّ ادینگتون** (به انگلیسی: Eddington limit) جایی است که با فرض تعادل آب‌ایستادی و تقارن گوی‌سان در ستاره، نیروی درون‌گرای گرانش هم‌اندازهٔ نیروی برون‌گرای پیوستار تابشی می‌شود. اگر درخشندگی ستاره (که با جرم ارتباط راست دارد) از حد فراتر رود، بادهای اختری بسیار سنگینِ پیوستار رانشی از لایه‌های بیرونی‌اش وزیدن می‌گیرد. پس مهترین اختران تابندگی‌ای بسیار کم از تابندگی ادینگتون دارند و بادهایشان با جذب خطی کمتر می‌وزد.

میغ ناشی از ترکیدن ستارهٔ اتا شاه‌تخته که به‌احتمال درپی درخشندگی بیش از حد ادینگتون بوده‌است

رابطه
-----

رابطه با برابر گذاشتن فشار برون‌سوی پیوستار تابشی با نیروی درون‌سوی گرانش به دست می‌آید. هر دو نیرو به نسبت وارون مربع می‌کاهد، پس می‌رسیم به این که جریان آب‌پویشی در سراسر ستاره متفاوت است.

فشار ستاره از معادلهٔ تعادل هیدرواستاتیکی به دست می‌آید:

{\displaystyle {\frac {dP}{dr}}=-\rho g=-G{\frac {M\rho }{r^{2}}}}
فشار برون‌گرای تابشی (Frad)نیز برابر است با:

{\displaystyle {\frac {dP}{dr}}=-{\frac {\kappa \rho }{c}}F\_{rad}=-{\frac {\sigma \_{T}\rho }{m\_{p}c}}{\frac {L}{4\pi r^{2}}}}
σT (زیگما ت) پراکندگی تامسون میانگین الکترن و گازی است که به‌کل یونیده می‌انگاریم. κ (کاپا) نیز کدری ماده‌های ستاره‌ای است.

برابری این دو مقدار این معادله را به دست می‌دهد:

{\displaystyle {\begin{aligned}L\_{\rm {Edd}}&={\frac {4\pi GMm\_{\rm {p}}c}{\sigma \_{\rm {T}}}}\\&\cong 1.38\times 10^{31}\left({\frac {M}{M\_{\bigodot }}}\right){\rm {W}}=3.3\times 10^{4}\left({\frac {M}{M\_{\bigodot }}}\right)L\_{\bigodot }\end{aligned}}}
که M جرم مرکزی، M☉ جرم خورشید، L☉ توان تابشی اوست. mp هم جرم پرتون می‌باشد.

| نماد | مقدار |
| --- | --- |
| P | فشار |
| r | شعاع |
| ρ | چگالی |
| g | شتاب گرانشی |
| G | ثابت گرانش |
| M | جرم |
| κ | کدری |
| c | سرعت نور |
| Frad | نیروی تابش |
| σT | پراکندگی تامسون |
| mp | جرم پرتون |
| L | درخشندگی (تابندگی یا توان تابشی) |
| ☉ | نماد خورشید |

پی‌نوشت و منبع‌ها
-----------------

1. ↑  continuum
2. 1 2 3  luminosity
3. ↑  hydrodynamic flow
4. ↑  opacity

جستارهای وابسته
---------------

* فراغول
* درخشندگی
* سیاه‌چاله
* آرتور استنلی ادینگتون

| * ن
* ب
* و
ستاره |
| --- |
| تکامل | 
* رشته اصلی
* ستاره متغیر (ستاره شراره‌دار)
* شاخه افقی
* شاخه عظیم مجانبی
* انبوهه سرخ
* سحابی سیاره‌نما (تک‌سیاره‌ای)
* ابرنواختر
* شبه ابرنواختر
* فرانواختر
* گران‌نواختر
* نمودار هرتسپرونگ راسل

 |
| پیش‌ستاره‌ها | 
* ابر مولکولی
* گویچه بوک
* شیء ستاره‌ای جوان
* شیء هربیگ-هارو
* مسیر هایاشی
* حد هایاشی
* مسیر هنیی
* پیش‌ستاره‌ها
* ستاره تی گاو
* ستارگان هربیگ ای‌ای/بی‌ای

 |
| گونه‌ها | 
* غول (سرخ)
* غول درخشان
* فراغول (سرد)
* ابرغول (آبی
* سرخ
* زرد)
* کوتوله (آبی
* نارنجی
* سرخ
* زرد)
* ای‌جی‌بی
* پرت‌افتاده آبی
* ستاره کربنی
* ستاره رشته اصلی
* ستاره ولف-رایه
* متغیر آبی درخشان

 |
| بازمانده‌ها | 
* کوتوله سفید
* کوتوله سیاه
* ستاره نوترونی (تپ‌اختر
* مگنتار)
* سیاه‌چاله

 |
| ستاره فشرده نامتعارف | 
* ستاره نامتعارف
* ستاره کوارکی
* ستاره پرئونی •  ستاره کیو

 |
| ستارگان ناکام | 
* کوتوله قهوه‌ای
* کوتوله قهوه‌ای کوچک
* پلنتار

 |
| ساختار | 
* هسته
* ناحیه تابشی
* ناحیه همرفتی
* نورسپهر
* فام‌سپهر
* تاج خورشیدی
* باد ستاره‌ای
* حباب باد ستاره‌ای
* اخترلرزه‌شناسی

 |
| ویژگی‌ها | 
* رده‌بندی
* دمای مؤثر
* جنبش‌شناسی (حرکت خاص
* سرعت شعاعی)
* میدان مغناطیسی
* فلزیگی
* ریزآشفتگی
* ترکیب هسته‌ای
* اختلاف منظر
* سامانه سیاره‌ای
* چرخش
* سامانه ستاره‌ای (دوتایی)
* پویایی‌شناسی ستارگان
* رنگ یوبی‌وی

 |
| فهرست‌ها | 
* نام ستاره‌ها
* روشن‌ترین‌ها
* ستارگان نزدیک
* کوتوله‌های قهوه‌ای

 |