Eddingtonova granica, također nazvana Eddingtonova svjetlina, točka je u kojoj je svjetlina koju emitira zvijezda ili aktivna galaksija toliko ekstremna da počinje otpuhati vanjske slojeve objekta. Fizički gledano, to je najveća svjetlost koja može proći kroz plin u hidrostatskoj ravnoteži, što znači da veće svjetline uništavaju ravnotežu. Hidrostatska ravnoteža je kvaliteta koja održava zvijezdu okruglu i približno iste veličine tijekom vremena.
Eddingtonova granica je dobila ime po britanskom astrofičaru Sir Arthuru Stanleyju Eddingtonu, Einsteinovom suvremeniku koji je bio poznat po potvrđivanju opće teorije relativnosti pomoću promatranja pomrčine. U stvarnoj zvijezdi, Eddingtonova granica vjerojatno je dosegnuta oko 120 solarnih masa, u kojem trenutku zvijezda počinje izbacivati svoj omotač kroz intenzivan solarni vjetar. Wolf-Rayetove zvijezde su masivne zvijezde koje pokazuju Eddingtonove granične efekte, izbacujući 001% svoje mase kroz solarni vjetar godišnje.
Nuklearne reakcije u zvijezdama često jako ovise o temperaturi i tlaku u jezgri. U masivnijim zvijezdama jezgra je toplija i gušća, što uzrokuje povećanu stopu reakcija. Ove reakcije proizvode veliku toplinu, a iznad Eddingtonove granice, vanjski tlak zračenja premašuje silu gravitacijske kontrakcije. Međutim, postoje različiti modeli gdje je Eddingtonova granica mase točna, koji se razlikuju čak za faktor dva. Nismo sigurni je li opažena granica zvjezdane mase od ~150 solarnih masa prava granica ili jednostavno još nismo pronašli masivnije zvijezde.
Smatra se da su se u ranim godinama svemira, oko 300 milijuna godina nakon Velikog praska, mogle formirati iznimno masivne zvijezde koje su sadržavale nekoliko stotina solarnih masa. To je zato što ove zvijezde praktički nisu imale ugljik, dušik ili kisik (samo vodik i helij), tvari koje kataliziraju reakcije spajanja vodika, povećavajući sjaj zvijezde. Te su rane zvijezde još uvijek vrlo brzo spajale vodik i imale životni vijek ne duži od milijun godina.