エディントン光度
L E d d = 4 π G M m p c σ T ≅ 1.26 × 10 31 ( M M ⊙ ) W = 3.2 × 10 4 ( M M ⊙ ) L ⊙ {\displaystyle {\begin{aligned}L_{\rm {Edd}}&={\frac {4\pi GMm_{\rm {p}}c}{\sigma _{\rm {T}}}}\\&\cong 1.26\times 10^{31}\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right){\rm {W}}=3.2\times 10^{4}\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)L_{\odot }\end{aligned}}} となり、ここで M ⊙ {\displaystyle M_{\odot }} は太陽質量、 L ⊙ {\displaystyle L_{\odot }} は太陽光度である。
静水圧平衡にある物体の最大光度は、エディントン光度である。光度がエディントン光度を超えた場合、放射圧は溢れ出す。一般的な誤解に反して、エディントン光度は、球対称性を必要としない。実際に、この限界は、降着円盤のような非球対象の系についても適用される。
典型的な恒星外層の環境では、電子に放射圧が働くため、陽子の質量は中心から遠ざかるように見える。陽子はトムソン散乱の影響を受けないので、その大きい質量もあり、電荷が分離して放射状の電場が形成される。外側に向かう電場が重力より強くなり、陽子を浮遊させるほどとなると、電子と陽子はどちらも排除される。