1. 방사선 압력 :
* 거대한 별들은 핵심 핵심을 통해 엄청난 양의 에너지를 생성합니다. 이 에너지는 방사선으로 방출되어 엄청난 외부 압력을 만듭니다.
* 별의 질량이 증가함에 따라 방사선 압력도 크게 증가합니다. 이 압력은 내부 중력력에 대응하여 별의 층을 바깥쪽으로 밀어 넣습니다.
* 특정 질량에서 외부 방사선 압력은 내부 중력을 압도하여 불안정성을 초래합니다. 별이 너무 커지고 불안정 해져 정수압 평형을 유지하기가 어렵습니다 (압력과 중력 사이의 균형).
2. 에딩턴 한도 :
* Eddington 한계는 방사선 압력이 외부 층을 구동하기 전에 별이 가질 수있는 최대 광도를 설명합니다.
*이 한계는 방사선 압력의 외부 힘과 중력의 내부 힘 사이의 균형에 의해 설정됩니다.
* Eddington 한도를 초과하는 별은 강한 별의 바람을 경험하여 질량을 빠르게 잃고 불안정해질 것입니다.
3. 성풍 :
* 거대한 별에는 매우 강력한 별 바람이 있으며, 이는 별 표면에서 흘러 나오는 전하 입자의 흐름입니다.
*이 바람은 별의 높은 방사선 압력과 높은 표면 온도에 의해 구동됩니다.
* 별의 질량이 증가함에 따라 별이 더 강해져 질량이 더 빨리 잃게됩니다. 이 질량 손실은 별의 진화와 수명에 크게 영향을 줄 수 있습니다.
4. 핵 융합 불안정성 :
* 100 개 이상의 태양 질량보다 큰 별은 코어의 극한 온도와 압력을 경험할 것입니다.
* 이것은 불안정한 핵 융합 반응으로 이어져 별이 안정적인 코어를 유지하기가 어렵습니다.
* 퓨전 반응은 너무 강해서 별이 연료를 빠르게 배출하고 불안정해질 것입니다.
5. 관찰 증거 :
* 우리는 별이 100 개의 태양열보다 훨씬 큰 별을 관찰하지 못했습니다.
* 더 큰 별들에 대한 이론적 제안이 있었지만 설득력있는 증거는 그들의 존재를지지하지 않습니다.
주 시퀀스 별의 정확한 상한 질량 한계는 정확하게 정의되지 않으며 사용 된 특정 항성 모델에 따라 달라질 수 있습니다. 그러나 위에서 설명한 요인은 상한이있는 이유에 대한 강력한 이론적 근거를 제공합니다.
