Eddington-gränsen, även kallad Eddington-ljusstyrkan, är den punkt där ljusstyrkan som sänds ut av en stjärna eller aktiv galax är så extrem att den börjar blåsa av objektets yttre skikt. Fysiskt sett är det den största ljusstyrkan som kan passera genom en gas i hydrostatisk jämvikt, vilket betyder att större ljusstyrkor förstör jämvikten. Hydrostatisk jämvikt är den egenskap som håller en stjärna rund och ungefär lika stor över tiden.
Eddington-gränsen är uppkallad efter den brittiske astrofyikern Sir Arthur Stanley Eddington, en samtida med Einstein som var känd för att bekräfta den allmänna relativitetsteorin med hjälp av observationer av förmörkelse. I en verklig stjärna nås troligen Eddington-gränsen runt 120 solmassor, vid vilken tidpunkt en stjärna börjar skjuta ut sitt hölje genom intensiv solvind. Wolf-Rayet-stjärnor är massiva stjärnor som uppvisar Eddington-gränseffekter och skjuter ut 001 % av sin massa genom solvinden per år.
Kärnreaktioner i stjärnor är ofta mycket beroende av temperatur och tryck i kärnan. I mer massiva stjärnor är kärnan varmare och tätare, vilket orsakar en ökad reaktionshastighet. Dessa reaktioner producerar riklig värme, och över Eddington-gränsen överstiger det utåtriktade strålningstrycket gravitationssammandragningskraften. Det finns dock olika modeller för exakt var Eddingtons massagräns är, som skiljer sig med så mycket som en faktor två. Vi är inte säkra på om den observerade stjärnmassagränsen på ~150 solmassor är en sann gräns, eller så har vi helt enkelt inte hittat fler massiva stjärnor än.
Man tror att under universums tidiga år, cirka 300 miljoner år efter Big Bang, kunde extremt massiva stjärnor som innehöll flera hundra solmassor bildas. Detta beror på att dessa stjärnor praktiskt taget inte hade något kol, kväve eller syre (bara väte och helium), ämnen som katalyserar vätesammansmältningsreaktioner, vilket ökar en stjärnas ljusstyrka. Dessa tidiga stjärnor smälte fortfarande väte mycket snabbt och hade en livslängd på inte mer än en miljon år.