爱丁顿光度（英語：Eddington luminosity）或者爱丁顿极限（英語：Eddington limit），是吸积天体所能达到的最大光度。天体在吸积周围介质的同时发出辐射，当吸积物质累积到一定程度，辐射压(光压)会阻止物质进一步下落。此时天体作用在一个粒子上向内的引力与其受到向外的辐射压力达...

亚瑟·斯坦利·爱丁顿爵士，OM，FRS（英語：Sir Arthur Stanley Eddington，英語發音[ˈɑːθə ˈstænli ˈedɪŋtən]，1882年12月28日—1944年11月22日），英国天體物理學家、数学家，是第一个用英语宣讲相对论的科学家，自然界密实（非中空）物体的发光强度极限被命名为“爱丁顿极限”。...

。波兰甜面圈的形状像一个硕大的环面，在转轴方向有着两条狭窄的漏斗状喷流，漏斗中有着平行的高能高爱丁顿光度辐射流。 细吸积盘（由Kolakowska命名）的吸积率仅稍高于爱丁顿光度，其速率大于或等于爱丁顿光度，有着碟状的形状及几乎全部的热光谱。它们被对流效应所冷却，其辐射不是很明显。它们由Abramowicz...

白塞耳解釋天狼星和南河三的位置擺動是因為有看不見的暗淡伴星。 1906年 - 亚瑟·爱丁顿開始用統計學研究恆星的運動。 1908年 - 李維特發現造父變星的周光關係。 1910年 - 赫茲史普和羅素各自研究恆星的光度和光譜的關聯。 1924年 - 亚瑟·爱丁顿發展出主序星的質光關係。 1929年 - 乔治·伽莫夫提出氫的核融合是恆星能量的來源。...

假性的爆發會使前超新星的光度增加數個等級，典型的光度峰值在絕對星等-11至-14等之間。觸發這種爆炸的機制目前依然不清楚，一般認為是超越了傳統的愛丁頓光度極限造成的，會造成一些質量的損失。如果釋放的熱能和動能損失的比率是一致的，像是海山二，那麼我們將能期望大約有0.16太陽質量的物質將會被拋出造成質量的損失。...

當恆星的光度隨質量而增加，特超巨星的光度經常非常接近愛丁頓極限，簡單的說，就是向內的重力壓力等於向外的輻射壓力的亮度。這意味著特超巨星通過光球層的輻射性通量可能足以堅固的支撐起光球層。在愛丁頓極限之上，恆星會產生過量的輻射，使其外層的部分會被拋出；這將有效的阻止恆星長期的以如此高的光度閃耀。...

24-1NE的光谱型还没确定。上述恒星和位于其附近的Pismis 24-17在诞生时质量都接近100个太阳质量，但并没有超过爱丁顿极限。 Massey, Philip; DeGioia-Eastwood, Kathleen; Waterhouse, Elizabeth. The...

0014+81这样明亮的类星体来说，使用非直接计算方法是不太可取的，因为它极高的光度只会掩盖周围的恒星，使测量结果变得不准确。其次，虽然观测到的光谱确实属于长光谱，但是目前仍不能解释所观测到的参数。最后，该类星体被一个巨大的吸积盘所围绕，大约几秒差距的大小，目前其光度是爱丁顿光度的40%，但其产生的辐射压力足以将吸积盘冲散并摆脱...

留校任教.1937年考取中英庚款留学生，赴英国剑桥大学学习天體物理, 师从著名天文学家爱丁顿。1940年以《特殊恒星光谱的分光光度研究》获得博士学位。 1941年回国，历任中央研究院天文研究所研究员、燕京大学教授、北京大学教授、南京大学教授。1954年任南京...

活动星系核既坚实又持续极度明亮。吸积能潜在有效地将势能和动能转化为辐射，大质量黑洞拥有很高的爱丁顿光度，结果就是它能提供观测得到的持续光度。超大质量黑洞如今被认为是位于绝大多数（如果不是所有）大质量星系的中心，因为黑洞的质量与星系核球或核球光度的速度离散高度相关。因而类活动星系核的特征被预计为无论何时用于吸积的物质的供给都会来到黑洞的影响球体之内。...

見的，在一個像銀河系這麼大的星系中也只有幾十顆而已。估計這種恆星接近愛丁頓光度的限制（甚至可能超過愛丁頓光度的限制），內部（原指反应核外部）的輻射壓力幾乎強到可以抵銷重力的地步。如果恆星的質量超過太陽的120倍的話，就超過愛丁頓光度的限制，它們的重力僅能勉強約束著輻射與氣體，並在不久的未來可能導致超新星與極超新星的現象發生。...