b'\n_START_ARTICLE_\nEddingtonova meja\n_START_PARAGRAPH_\nEddingtonova m\xc3\xaaja [edingt\xc3\xb3nova ~] je v fiziki naravna meja za svetilnost (oziroma v astronomiji za izsev), ki ga lahko izseva povr\xc5\xa1ina na trdno telo, kot je na primer \xc4\x8drna luknja. Imenuje se po angle\xc5\xa1kem fiziku Arthurju Stanleyu Eddingtonu._NEWLINE_\xc4\x8ce je izsev ve\xc4\x8dji od Eddingtonove meje, bo sevalni tlak tako velik, da bo okoli\xc5\xa1ki plin namesto navznoter potisnjen navzven. V zunanjih plasteh telesa bo zaradi sevanja za\xc4\x8del nastajati zelo mo\xc4\x8dan zvezdni veter. Brez plina, ki zagotavlja energijo, se izsev zmanj\xc5\xa1uje do Eddingtonove meje, ko je plin spet potisnjen navznoter._NEWLINE_Ker je izsev najmasivnej\xc5\xa1ih zvezd precej pod Eddingtonovo mejo, njihov veter ve\xc4\x8dinoma poganja \xc5\xa1ibkej\xc5\xa1a notranja absorpcija. Z Eddingtonovo mejo se pojasni izsev akrecijskih \xc4\x8drnih lukenj, kot so na primer kvazarji._NEWLINE_Eddington je pri ra\xc4\x8dunanju meje izvirno upo\xc5\xa1teval le sipanje elektronov, kar se v\xc4\x8dasih imenuje klasi\xc4\x8dna Eddingtonova meja. Modificirana Eddngtonova meja sedaj upo\xc5\xa1teva tudi druge sevalne procese, kot sta sevanje s prosto mejo in prosto/prosto sevanje (glej zavorno sevanje).'