1. Pression de rayonnement:
* Les étoiles massives produisent d'immenses quantités d'énergie par la fusion nucléaire dans leur noyau. Cette énergie est libérée sous forme de rayonnement, créant une immense pression extérieure.
* À mesure que la masse d'une étoile augmente, la pression de rayonnement augmente également considérablement. Cette pression contrecarre la force gravitationnelle vers l'intérieur, poussant les couches de l'étoile vers l'extérieur.
* À une certaine masse, la pression de rayonnement vers l'extérieur submerge la force gravitationnelle vers l'intérieur, conduisant à l'instabilité. L'étoile devient trop grande et instable, ce qui rend difficile le maintien de l'équilibre hydrostatique (équilibre entre la pression et la gravité).
2. Limite Eddington:
* La limite d'Eddington décrit la luminosité maximale qu'une étoile peut avoir avant que la pression de rayonnement entraîne ses couches externes.
* Cette limite est fixée par l'équilibre entre la force extérieure de la pression de rayonnement et la force intérieure de gravité.
* Les étoiles dépassant la limite d'Eddington connaîtront de forts vents stellaires, perdant rapidement la masse et devenant instables.
3. Vent stellaire:
* Les étoiles massives ont des vents stellaires très puissants, qui sont des flux de particules chargées qui découlent de la surface de l'étoile.
* Ce vent est entraîné par la forte pression de rayonnement élevée de l'étoile et les températures de surface élevées.
* À mesure que la masse d'une étoile augmente, son vent stellaire devient plus fort, le faisant perdre la masse plus rapidement. Cette perte de masse peut avoir un impact significatif sur l'évolution et la durée de vie de l'étoile.
4. Instabilité de la fusion nucléaire:
* Des étoiles supérieures à 100 masses solaires subiraient des températures et des pressions extrêmes dans leurs noyaux.
* Cela conduit à des réactions de fusion nucléaire instables, ce qui rend difficile pour l'étoile de maintenir un noyau stable.
* Les réactions de fusion deviendraient si intenses que l'étoile épuiserait rapidement son carburant et deviendrait instable.
5. Preuve observationnelle:
* Nous n'avons pas observé d'étoiles significativement plus grandes que 100 masses solaires.
* Bien qu'il y ait eu des propositions théoriques pour des étoiles encore plus grandes, aucune preuve convaincante ne soutient leur existence.
Il est important de noter que la limite de masse supérieure exacte pour les étoiles de séquence principale n'est pas définie avec précision et peut varier en fonction du modèle stellaire spécifique utilisé. Cependant, les facteurs décrits ci-dessus fournissent une base théorique forte pour expliquer pourquoi il y a une limite supérieure.
