* Eddington Limit: Denna gräns beskriver den maximala ljusstyrkan som en stjärna kan uppnå samtidigt som hydrostatisk jämvikt fortfarande bibehålls. Stjärnor som överskrider denna gräns skulle uppleva intensivt strålningstryck som skulle pressa deras yttre lager utåt och hindra dem från att kollapsa ytterligare.
* instabilitet på grund av strålningstryck: Massiva stjärnor producerar enorma mängder energi genom kärnfusion. Detta strålningstryck blir så starkt i stjärnor med massor som överstiger 150 solmassor att det övervinner tyngdkraften, vilket leder till instabilitet och förhindrar att stjärnan bildas.
* Höga massaförlustnivåer: Massiva stjärnor har mycket starka stjärnvindar och förlorar mässan i hög takt. Denna förlust av massa bidrar vidare till deras instabilitet och gör det svårt för dem att upprätthålla sin enorma storlek.
* par-instabilitet supernova: Stjärnor i massområdet på 130-250 solmassor tros genomgå en specifik typ av supernova som kallas en "par-instabilitet supernova." I dessa stjärnor kan det intensiva strålningsfältet skapa elektronpositronpar, vilket leder till en plötslig förlust av tryck och en katastrofisk kollaps, vilket inte lämnar någon rest bakom sig.
Det är viktigt att notera: Den exakta övre gränsen för stjärnbildning är fortfarande under debatt och forskning, och det kan finnas andra faktorer att spela. Emellertid är Eddington-gränsen och par-instabilitetssupernova de vanligaste orsakerna till varför stjärnor större än 150 solmassor troligtvis inte finns.
