Die Eddington-Grenze, oder Eddington-Leuchtstärke, wurde zuerst von Arthur Eddington ausgearbeitet. Sie ist eine natürliche Grenze für die normale Leuchtkraft von Sternen. Der Gleichgewichtszustand ist ein hydrostatisches Gleichgewicht. Wenn ein Stern die Eddington-Grenze überschreitet, verliert er durch einen sehr intensiven strahlungsgetriebenen Sternwind aus seinen äußeren Schichten an Masse.
Eddingtons Modelle behandelten einen Stern als eine Gaskugel, die durch inneren Wärmedruck gegen die Schwerkraft gehalten wird. Eddington zeigte, dass Strahlungsdruck notwendig war, um den Kollaps der Kugel zu verhindern.
Die meisten massereichen Sterne haben Leuchtkräfte weit unterhalb der Eddington-Leuchtkraft, so dass ihre Winde meist durch die weniger intensive Linienabsorption angetrieben werden. Die Eddington-Grenze erklärt die beobachtete Leuchtkraft von akkretierenden Schwarzen Löchern wie Quasaren.