1. Stralingsdruk:

* Massieve sterren produceren enorme hoeveelheden energie door kernfusie in hun kern. Deze energie wordt vrijgegeven als straling, waardoor een enorme uiterlijke druk ontstaat.

* Naarmate de massa van een ster toeneemt, neemt de stralingsdruk ook drastisch toe. Deze druk werkt de innerlijke zwaartekracht tegen en duwt de lagen van de ster naar buiten.

* Bij een bepaalde massa overweldigt de uiterlijke stralingsdruk de binnenwaartse zwaartekracht, wat leidt tot instabiliteit. De ster wordt te groot en onstabiel, waardoor het moeilijk is om hydrostatisch evenwicht te behouden (balans tussen druk en zwaartekracht).

2. Limiet van Eddington:

* De limiet van Eddington beschrijft de maximale helderheid die een ster kan hebben voordat de stralingsdruk zijn buitenlagen wegstapt.

* Deze limiet wordt vastgesteld door de balans tussen de uiterlijke kracht van stralingsdruk en de binnenwaartse zwaartekracht.

* Sterren die de Eddington -limiet overschrijden, zullen sterke stellaire wind ervaren, snel massa verliezen en onstabiel worden.

3. Stellaire wind:

* Massieve sterren hebben zeer krachtige stellaire winden, dit zijn stromen van geladen deeltjes die uit het oppervlak van de ster stromen.

* Deze wind wordt aangedreven door de hoge stralingsdruk van de ster en hoge oppervlaktetemperaturen.

* Naarmate de massa van een ster toeneemt, wordt de stellaire wind sterker, waardoor het sneller massa verliest. Dit massaverlies kan de evolutie en levensduur van de ster aanzienlijk beïnvloeden.

4. Nucleaire fusie -instabiliteit:

* Sterren groter dan 100 zonnemassa's zouden extreme temperaturen en druk in hun cores ervaren.

* Dit leidt tot onstabiele nucleaire fusiereacties, waardoor het voor de ster moeilijk is om een ​​stabiele kern te behouden.

* De fusiereacties zouden zo intens worden dat de ster snel zijn brandstof zou uitputten en onstabiel zou worden.

5. Observationeel bewijs:

* We hebben geen sterren waargenomen die aanzienlijk groter zijn dan 100 zonnemassa's.

* Hoewel er theoretische voorstellen zijn geweest voor nog grotere sterren, ondersteunt geen overtuigend bewijs hun bestaan.

Het is belangrijk op te merken dat de exacte bovenmassabonden voor sterren van de hoofdreeks niet precies is gedefinieerd en kan variëren, afhankelijk van het specifieke gebruikelijke stellaire model. De hierboven beschreven factoren bieden echter een sterke theoretische basis waarom er een bovengrens is.