1. 방사선 압력 :
* 별이 더 커질수록 핵심 온도와 압력도 증가합니다. 이로 인해 핵 융합 속도가 증가하여 더 많은 에너지가 발생합니다.
*이 에너지는 방사선으로 방출되어 별의 외부 층에 외부 압력 을가합니다.
* 방사선 압력이 너무 강해지면 내부 중력 당김을 극복하여 불안정성을 초래하고 물질의 추가 발생을 방지 할 수 있습니다.
2. 에딩턴 한도 :
* Eddington 한계는 방사선 압력이 중력을 압도하기 전에 별이 달성 할 수있는 최대 광도를 설명합니다.
*이 한계는 방사선 압력의 외부 힘과 중력의 내부 힘 사이의 균형에 의해 결정됩니다.
* Eddington 한도를 초과하는 별은 강력한 별의 바람을 통해 질량을 잃게됩니다.
3. 성풍 :
* 거대한 별들은 매우 강한 별의 바람을 가지고 있으며, 이는 그들의 표면에서 지속적으로 물질을 날려 버립니다.
*이 질량 손실은 방사선 압력에 의해 악화되며 별이 더 많은 문제를 겪는 능력을 제한 할 수 있습니다.
4. 핵 융합의 불안정성 :
* 덩어리가 너무 커지면 별의 핵심 내 융합 과정이 불안정해질 수 있습니다.
*이 불안정성은 별이 많은 양의 물질을 빠르게 배출 할 수 있습니다.
5. 쌍 인스티 가능성 초신성 :
* 약 100 개의 태양 질량을 초과하는 질량이있는 별의 경우 "쌍 인스턴트"로 알려진 현상이 발생할 수 있습니다.
*이 불안정성으로 인해 전자-포스 트론 쌍이 생산되어 방사선 압력이 약화되고 강력한 초신성 폭발로 이어지는 런 어웨이 붕괴를 유발합니다.
추정 최대 질량 :
* 별이 달성 할 수있는 정확한 최대 질량은 여전히 진행중인 연구의 주제입니다.
* 그러나 현재 추정치에 따르면 상한은 150 ~ 300 태양열 질량에 어긋나는 것을 시사합니다.
중요한 참고 :
* 이러한 요소는 상호 연결되어 있으며 별의 질량 한계에 미치는 영향은 복잡하고 완전히 이해되지 않습니다.
* 별이 달성 할 수있는 최대 질량을 결정하는 과정에 대한 이해를 개선하기위한 추가 연구가 필요합니다.
