1。放射圧力：
*星がより大きくなるにつれて、そのコアの温度と圧力も増加します。これにより、核融合速度が増加し、より多くのエネルギーが生成されます。
*このエネルギーは放射として放出され、星の外層に外向きの圧力をかけます。
*放射圧が強くなりすぎると、内向きの重力プルを克服し、不安定性につながり、物質のさらなる蓄積を防ぐことができます。
2。エディントン制限：
*エディントンの制限は、放射線圧力が重力を圧倒する前に星が達成できる最大光度を説明しています。
*この制限は、放射圧の外側の力と内向きの重力のバランスによって決定されます。
*エディントンの限界を超える星は、強力な恒星の風によって質量を失います。
3。恒星風：
*大規模な星は非常に強い恒星の風で、表面から材料を継続的に吹き飛ばします。
*この質量損失は放射線圧によって悪化し、より多くの物質を蓄積する星の能力を制限する可能性があります。
4。核融合における不安定性：
*星のコア内の融合プロセスは、質量が大きすぎると不安定になる可能性があります。
*この不安定性は、星が急速に大量の物質を排出することにつながる可能性があります。
5。ペアイン安定性超新星：
*約100の太陽質量を超える質量がある星の場合、「ペアインテラティビティ」として知られる現象が発生する可能性があります。
*この不安定性により、電子ポジトロンペアが生成され、放射線圧が弱まり、暴走した崩壊が引き起こされ、強力な超新星爆発につながります。
推定最大質量：
*星が達成できる正確な最大質量は、まだ進行中の研究の主題です。
*ただし、現在の推定では、上限が150〜300の太陽質量のどこかにあることが示唆されています。
重要な注意：
*これらの要因は相互接続されており、星の質量限界に対するそれらの影響は複雑であり、完全には理解されていません。
*星が達成できる最大質量を決定するプロセスの理解を改善するには、さらなる研究が必要です。
