1. Presión de radiación:
* A medida que una estrella se vuelve más masiva, su temperatura y presión del núcleo también aumentan. Esto conduce a un aumento en la tasa de fusión nuclear, generando más energía.
* Esta energía se libera como radiación, que ejerce presión externa sobre las capas externas de la estrella.
* Si la presión de radiación se vuelve demasiado fuerte, puede superar la atracción gravitacional interna, lo que lleva a inestabilidad y evitando una mayor acumulación de la materia.
2. Límite de Eddington:
* El límite de Eddington describe la máxima luminosidad que una estrella puede lograr antes de que la presión de radiación abruma la gravedad.
* Este límite está determinado 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 perderán masa a través de poderosos vientos estelares.
3. Viento estelar:
* Las estrellas masivas tienen vientos estelares extremadamente fuertes, que continuamente despiertan material de su superficie.
* Esta pérdida de masa se ve exacerbada por la presión de radiación y puede limitar la capacidad de la estrella para acumular más materia.
4. Inestabilidad en la fusión nuclear:
* Los procesos de fusión dentro del núcleo de una estrella pueden volverse inestables si la masa es demasiado grande.
* Esta inestabilidad puede llevar a la estrella a expulsar rápidamente grandes cantidades de materia.
5. Supernova de pareja:
* Para estrellas con masas superiores a aproximadamente 100 masas solares, puede ocurrir un fenómeno conocido como "asistencia de pares".
* Esta inestabilidad da como resultado la producción de pares de electrones-positivos, lo que debilita la presión de radiación y desencadena un colapso fugitivo que conduce a una poderosa explosión de supernova.
La masa máxima estimada:
* La masa máxima exacta que puede alcanzar una estrella sigue siendo un tema de investigación en curso.
* Sin embargo, las estimaciones actuales sugieren que el límite superior está entre 150 y 300 masas solares.
Nota importante:
* Estos factores están interconectados, y su influencia en el límite de masa de una estrella es compleja y no se entiende completamente.
* Se necesita más investigación para refinar nuestra comprensión de los procesos que determinan la masa máxima que puede alcanzar una estrella.
