1. Strålningstryck:
* Massiva stjärnor producerar enorma mängder energi genom kärnfusion i deras kärna. Denna energi frigörs som strålning, vilket skapar enormt yttre tryck.
* När en stjärnmassa ökar ökar strålningstrycket också drastiskt. Detta tryck motverkar den inre gravitationskraften och skjuter stjärnskikten utåt.
* Vid en viss massa överväldigar det yttre strålningstrycket den inre gravitationskraften, vilket leder till instabilitet. Stjärnan blir för stor och instabil, vilket gör det svårt att upprätthålla hydrostatisk jämvikt (balans mellan tryck och tyngdkraft).
2. Eddington Limit:
* Eddington -gränsen beskriver den maximala ljusstyrka som en stjärna kan ha innan strålningstrycket driver sina yttre skikt bort.
* Denna gräns fastställs av balansen mellan strålningstryckets yttre kraft och tyngdkraftskraften.
* Stjärnor som överskrider Eddington -gränsen kommer att uppleva starka stjärnvindar, förlora massan snabbt och bli instabil.
3. Stjärnvind:
* Massiva stjärnor har mycket kraftfulla stjärnvindar, som är strömmar av laddade partiklar som flyter ut från stjärnans yta.
* Denna vind drivs av stjärnans höga strålningstryck och höga yttemperaturer.
* När en stjärns massa ökar blir dess stjärnvind starkare, vilket gör att den förlorar massan snabbare. Denna massförlust kan påverka stjärnans utveckling och livstid avsevärt.
4. Kärnfusionsinstabilitet:
* Stjärnor större än 100 solmassor skulle uppleva extrema temperaturer och tryck i deras kärnor.
* Detta leder till instabila kärnfusionsreaktioner, vilket gör det svårt för stjärnan att upprätthålla en stabil kärna.
* Fusionsreaktionerna skulle bli så intensiva att stjärnan snabbt skulle tömma sitt bränsle och bli instabil.
5. Observationsbevis:
* Vi har inte observerat stjärnor betydligt större än 100 solmassor.
* Även om det har funnits teoretiska förslag för ännu större stjärnor, stöder inga övertygande bevis deras existens.
Det är viktigt att notera att den exakta övre massgränsen för huvudsekvensstjärnor inte är exakt definierade och kan variera beroende på den specifika stjärnmodell som används. De faktorer som beskrivs ovan ger emellertid en stark teoretisk grund för varför det finns en övre gräns.
