Jasność Eddingtona – jasność gwiazdy lub innego obiektu o sferycznej symetrii, przy której ciśnienie promieniowania emitowanego przez obiekt działające na atmosferę gwiazdy równoważy przyciąganie grawitacyjne tej atmosfery.
Klasyczny wzór na jasność Eddingtona: [J/s]
gdzie: M – masa rozważanego obiektu, Mʘ – masa Słońca.
Jeżeli jasność obiektu przekracza jasność Eddingtona, jego atmosfera nie jest w równowadze hydrostatycznej, w wyniku czego następuje intensywny wypływ materii w postaci wiatru gwiazdowego. Jasność Eddingtona zależy od masy obiektu, a także (w ogólniejszym ujęciu) od składu materii oddziałującej z promieniowaniem.
W swoich oryginalnych rozważaniach Arthur Stanley Eddington uwzględnił tylko jeden proces oddziaływania materii z promieniowaniem – rozpraszanie fotonów na swobodnych elektronach. Tak określona jasność równowagi zależy tylko od masy obiektu i stałych fizycznych. W niektórych zastosowaniach nadal używa się tego prostego (klasycznego) kryterium. W ogólności bierze się pod uwagę stopień jonizacji materii i uwzględnia pełniej zjawiska absorpcji i rozpraszania.
Pojęcie to jest wykorzystywane w astronomii do charakteryzowania jasności bardzo masywnych gwiazd, wiatrów gwiazdowych, a także do charakteryzowania jasności aktywnych galaktyk.