1. Presión de radiación:
* Las estrellas masivas producen inmensas cantidades de energía a través de la fusión nuclear en su núcleo. Esta energía se libera como radiación, creando una inmensa presión externa.
* A medida que aumenta la masa de una estrella, la presión de radiación también aumenta drásticamente. Esta presión contrarresta la fuerza gravitacional interna, empujando las capas de la estrella hacia afuera.
* En una cierta masa, la presión de radiación externa abruma la fuerza gravitacional interna, lo que lleva a la inestabilidad. La estrella se vuelve demasiado grande e inestable, lo que dificulta mantener el equilibrio hidrostático (equilibrio entre presión y gravedad).
2. Límite de Eddington:
* El límite de Eddington describe la máxima luminosidad que puede tener una estrella antes de que la presión de radiación impulse sus capas externas.
* Este límite se establece por el equilibrio entre la fuerza externa de la presión de radiación y la fuerza interna de la gravedad.
* Las estrellas que exceden el límite de Eddington experimentarán fuertes vientos estelares, perdieron la masa rápidamente y se vuelven inestables.
3. Viento estelar:
* Las estrellas masivas tienen vientos estelares muy potentes, que son corrientes de partículas cargadas que fluyen desde la superficie de la estrella.
* Este viento es impulsado por la alta presión de radiación de la estrella y las altas temperaturas de la superficie.
* A medida que aumenta la masa de una estrella, su viento estelar se vuelve más fuerte, lo que hace que pierda la masa más rápidamente. Esta pérdida de masa puede afectar significativamente la evolución y la vida de la estrella.
4. Inestabilidad de la fusión nuclear:
* Las estrellas mayores de 100 masas solares experimentarían temperaturas y presiones extremas en sus núcleos.
* Esto lleva a reacciones inestables de fusión nuclear, lo que dificulta que la estrella sostenga un núcleo estable.
* Las reacciones de fusión se volverían tan intensas que la estrella agotara rápidamente su combustible y se volvería inestable.
5. Evidencia de observación:
* No hemos observado estrellas significativamente mayores a 100 masas solares.
* Si bien ha habido propuestas teóricas para estrellas aún más grandes, ninguna evidencia convincente respalda su existencia.
Es importante tener en cuenta que el límite de masa superior exacto para las estrellas de secuencia principal no está definida con precisión y puede variar según el modelo estelar específico utilizado. Sin embargo, los factores descritos anteriormente proporcionan una fuerte base teórica de por qué hay un límite superior.
