Eddingtonova meja, imenovana tudi Eddingtonova svetilnost, je točka, pri kateri je svetilnost, ki jo oddaja zvezda ali aktivna galaksija, tako ekstremna, da začne pihati z zunanjih plasti predmeta. Fizično gledano je največja svetilnost, ki lahko prehaja skozi plin v hidrostatičnem ravnotežju, kar pomeni, da večje svetilnosti uničijo ravnotežje. Hidrostatično ravnotežje je kakovost, ki ohranja zvezdo okroglo in približno enako veliko skozi čas.
Eddingtonova meja je dobila ime po britanskem astrofiku Sir Arthurju Stanleyju Eddingtonu, Einsteinovem sodobniku, ki je bil znan po potrditvi splošne teorije relativnosti z opazovanjem mrka. V dejanski zvezdi je Eddingtonova meja verjetno dosežena okoli 120 sončnih mas, pri čemer zvezda začne izmetavati svojo ovojnico skozi intenziven sončni veter. Wolf-Rayetove zvezde so masivne zvezde, ki kažejo Eddingtonove mejne učinke in izvržejo 001 % svoje mase skozi sončni veter na leto.
Jedrske reakcije v zvezdah so pogosto zelo odvisne od temperature in tlaka v jedru. Pri masivnejših zvezdah je jedro bolj vroče in gostejše, kar povzroča povečano hitrost reakcij. Te reakcije proizvajajo obilno toploto, nad Eddingtonovo mejo pa sevalni tlak navzven presega silo gravitacijskega krčenja. Vendar pa obstajajo različni modeli, kjer je Eddingtonova meja mase natančno, ki se razlikujejo za faktor dva. Nismo prepričani, ali je opažena meja zvezdne mase ~150 sončnih mas prava meja, ali pa še nismo našli masivnejših zvezd.
Domneva se, da so se v zgodnjih letih vesolja, približno 300 milijonov let po velikem poku, lahko oblikovale izjemno masivne zvezde, ki vsebujejo več sto sončnih mas. To je zato, ker te zvezde praktično niso imele ogljika, dušika ali kisika (samo vodik in helij), snovi, ki katalizirajo reakcije združevanja vodika in povečujejo svetilnost zvezde. Te zgodnje zvezde so še vedno zelo hitro spajale vodik in imele življenjsko dobo največ milijon let.