* Eddington -limiet: Deze limiet beschrijft de maximale helderheid die een ster kan bereiken met behoud van het hydrostatische evenwicht. Sterren die deze limiet overschrijden, zouden intense stralingsdruk ervaren die hun buitenste lagen naar buiten zou duwen, waardoor ze niet verder instorten.

* Instabiliteit als gevolg van stralingsdruk: Massieve sterren produceren enorme hoeveelheden energie door nucleaire fusie. Deze stralingsdruk wordt zo sterk in sterren met massa's die meer dan 150 zonnemassa's meer dan de zwaartekracht overwinnen, wat leidt tot instabiliteit en voorkomt dat de ster zich vormt.

* Hoge massaverliespercentages: Massieve sterren hebben zeer sterke stellaire wind en verliezen massa in een hoog tempo. Dit massaverlies draagt ​​verder bij aan hun instabiliteit en maakt het moeilijk voor hen om hun enorme omvang te behouden.

* Paarinstabiliteit Supernova: Men denkt dat sterren in het massabereik van 130-250 zonnemassa een specifiek type supernova ondergaan genaamd een "pair-instability supernova". In deze sterren kan het intense stralingsveld elektronenpositronparen creëren, wat leidt tot een plotseling verlies van druk en een catastrofale ineenstorting, waardoor er geen overblijfsel achterblijft.

Het is belangrijk op te merken: De exacte bovengrens voor stervorming staat nog steeds onder discussie en onderzoek, en er kunnen andere factoren spelen. De Supernova van de Eddington-limiet en het paar-instabiliteit zijn echter de meest genoemde redenen waarom sterren groter dan 150 zonnemassa's waarschijnlijk niet zullen bestaan.