Eddingtono riba, dar vadinama Edingtono šviesumu, yra taškas, kuriame žvaigždės arba aktyvios galaktikos skleidžiamas šviesumas yra toks ekstremalus, kad pradeda pūsti nuo išorinių objekto sluoksnių. Kalbant fiziškai, tai yra didžiausias šviesumas, kuris gali praeiti per dujas esant hidrostatinei pusiausvyrai, o tai reiškia, kad didesnis šviesumas sunaikina pusiausvyrą. Hidrostatinė pusiausvyra yra kokybė, dėl kurios žvaigždė ilgainiui išlieka apvali ir maždaug tokio paties dydžio.
Eddingtono riba pavadinta britų astrofiziko sero Arthuro Stanley Eddingtono, Einšteino amžininko, garsėjusio bendrosios reliatyvumo teorijos patvirtinimu naudojant užtemimo stebėjimus, vardu. Tikroje žvaigždėje Edingtono riba greičiausiai pasiekia apie 120 Saulės masių, tada žvaigždė pradeda išstumti savo apvalkalą per stiprų saulės vėją. „Wolf-Rayet“ žvaigždės yra didžiulės žvaigždės, turinčios Eddingtono ribinį efektą, per metus per saulės vėją išmetančios 001 % savo masės.
Branduolinės reakcijos žvaigždėse dažnai labai priklauso nuo temperatūros ir slėgio šerdyje. Masyvesnėse žvaigždėse šerdis yra karštesnė ir tankesnė, todėl reakcijų greitis didėja. Šios reakcijos gamina daug šilumos, o virš Edingtono ribos spinduliavimo slėgis į išorę viršija gravitacinio susitraukimo jėgą. Tačiau yra skirtingų modelių, kuriuose tiksliai nustatyta Edingtono masės riba, kuri skiriasi net du kartus. Nesame tikri, ar pastebėta ~150 Saulės masių žvaigždžių masės riba yra tikra riba, ar tiesiog dar neradome masyvesnių žvaigždžių.
Manoma, kad ankstyvaisiais visatos gyvavimo metais, praėjus maždaug 300 milijonų metų po Didžiojo sprogimo, galėjo susiformuoti itin masyvios žvaigždės, turinčios kelis šimtus Saulės masių. Taip yra todėl, kad šiose žvaigždėse praktiškai nebuvo anglies, azoto ar deguonies (tik vandenilio ir helio), medžiagų, kurios katalizuoja vandenilio lydymosi reakcijas ir padidina žvaigždės šviesumą. Šios ankstyvosios žvaigždės vis dar labai greitai lydydavo vandenilį ir jų gyvavimo trukmė neviršydavo milijono metų.