Το όριο Eddington, που ονομάζεται επίσης φωτεινότητα Eddington, είναι το σημείο στο οποίο η φωτεινότητα που εκπέμπεται από ένα αστέρι ή έναν ενεργό γαλαξία είναι τόσο ακραία που αρχίζει να εκτοξεύεται από τα εξωτερικά στρώματα του αντικειμένου. Από φυσική άποψη, είναι η μεγαλύτερη φωτεινότητα που μπορεί να περάσει μέσα από ένα αέριο σε υδροστατική ισορροπία, που σημαίνει ότι μεγαλύτερες φωτεινότητες καταστρέφουν την ισορροπία. Η υδροστατική ισορροπία είναι η ποιότητα που διατηρεί ένα αστέρι στρογγυλό και περίπου το ίδιο μέγεθος με την πάροδο του χρόνου.
Το όριο του Έντινγκτον πήρε το όνομά του από τον Βρετανό αστροφυσικό Sir Arthur Stanley Eddington, έναν σύγχρονο του Αϊνστάιν που ήταν διάσημος για την επιβεβαίωση της γενικής θεωρίας της σχετικότητας χρησιμοποιώντας παρατηρήσεις έκλειψης. Σε ένα πραγματικό αστέρι, το όριο του Έντινγκτον είναι πιθανό να φτάσει περίπου στις 120 ηλιακές μάζες, οπότε ένα αστέρι αρχίζει να εκτοξεύει το περίβλημά του μέσω έντονου ηλιακού ανέμου. Τα αστέρια Wolf-Rayet είναι αστέρες με τεράστια μάζα που εμφανίζουν οριακά φαινόμενα Eddington, εκτοξεύοντας το 001% της μάζας τους μέσω του ηλιακού ανέμου ανά έτος.
Οι πυρηνικές αντιδράσεις στα αστέρια συχνά εξαρτώνται σε μεγάλο βαθμό από τη θερμοκρασία και την πίεση στον πυρήνα. Σε αστέρια με μεγαλύτερη μάζα, ο πυρήνας είναι θερμότερος και πιο πυκνός, προκαλώντας αυξημένο ρυθμό αντιδράσεων. Αυτές οι αντιδράσεις παράγουν άφθονη θερμότητα και πάνω από το όριο Eddington, η πίεση ακτινοβολίας προς τα έξω υπερβαίνει τη δύναμη της βαρυτικής συστολής. Ωστόσο, υπάρχουν διαφορετικά μοντέλα για τα οποία είναι ακριβώς το όριο μάζας του Eddington, που διαφέρουν κατά δύο φορές. Δεν είμαστε σίγουροι αν το παρατηρούμενο όριο αστρικής μάζας των ~150 ηλιακών μαζών είναι πραγματικό όριο ή απλώς δεν έχουμε βρει ακόμη αστέρια με μεγαλύτερη μάζα.
Πιστεύεται ότι στα πρώτα χρόνια του σύμπαντος, περίπου 300 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, ήταν σε θέση να σχηματιστούν αστέρια εξαιρετικά ογκώδη που περιείχαν αρκετές εκατοντάδες ηλιακές μάζες. Αυτό συμβαίνει επειδή αυτά τα αστέρια δεν είχαν ουσιαστικά άνθρακα, άζωτο ή οξυγόνο (μόνο υδρογόνο και ήλιο), ουσίες που καταλύουν τις αντιδράσεις σύντηξης υδρογόνου, αυξάνοντας τη φωτεινότητα ενός αστεριού. Αυτά τα πρώιμα άστρα συντήξαν το υδρογόνο πολύ γρήγορα και είχαν διάρκεια ζωής όχι μεγαλύτερη από ένα εκατομμύριο χρόνια.