1. Pression de rayonnement:
* À mesure qu'une étoile devient plus massive, sa température et sa pression centrales augmentent également. Cela entraîne une augmentation du taux de fusion nucléaire, générant plus d'énergie.
* Cette énergie est libérée sous forme de rayonnement, qui exerce une pression extérieure sur les couches extérieures de l'étoile.
* Si la pression de rayonnement devient trop forte, elle peut surmonter l'attraction gravitationnelle vers l'intérieur, conduisant à l'instabilité et empêchant l'accrétion de la matière.
2. Limite Eddington:
* La limite d'Eddington décrit la luminosité maximale qu'une étoile peut atteindre avant que la pression de rayonnement submerge la gravité.
* Cette limite est déterminée 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 perdront la masse à travers de puissants vents stellaires.
3. Vent stellaire:
* Les étoiles massives ont des vents stellaires extrêmement forts, qui époustouflent continuellement le matériau de leur surface.
* Cette perte de masse est exacerbée par la pression de rayonnement et peut limiter la capacité de l'étoile à accréter plus de matière.
4. Instabilité dans la fusion nucléaire:
* Les processus de fusion dans le noyau d'une étoile peuvent devenir instables si la masse est trop grande.
* Cette instabilité peut conduire à l'étoile éjectant rapidement de grandes quantités de matière.
5. Instabilité des paires Supernova:
* Pour les étoiles avec des masses dépassant environ 100 masses solaires, un phénomène connu sous le nom de "instabilité de paire" peut se produire.
* Cette instabilité se traduit par la production de paires d'électrons-Positron, ce qui affaiblit la pression de rayonnement et déclenche un effondrement en fuite conduisant à une puissante explosion de supernova.
La masse maximale estimée:
* La masse maximale exacte qu'une étoile peut atteindre est toujours un sujet de recherche en cours.
* Cependant, les estimations de courant suggèrent que la limite supérieure se situe entre 150 et 300 masses solaires.
Remarque importante:
* Ces facteurs sont interconnectés et leur influence sur la limite de masse d'une étoile est complexe et n'est pas entièrement comprise.
* Des recherches supplémentaires sont nécessaires pour affiner notre compréhension des processus qui déterminent la masse maximale qu'une étoile peut atteindre.
