恒星理论上可以有多大呢？ 第1页

首先对于一般恒星（比如主序星）可以粗略地认为，半径越大，恒星温度越高。所以如果非常粗略地认为辐射为黑体辐射（即正比于 ；），而物质压满足理想气体状态方程（即正比于T），当恒星的尺寸增大，恒星温度将增高，内部高温导致的辐射压大大超过物质压，这样至少会使恒星发生膨胀，处于一个不稳定的状态。可以从一个方面说明恒星质量是不能无限大的。

恒星质量上限一直是很多学者关心的问题：

在理论方面，1941年Ledoux和1959年 Schwarzschild等人的两篇文章，前者基于辐射动力学列出了研究脉动不稳定性的基本方程组，后者基于此分析了七个不同质量的恒星临界解的脉动稳定性，最终通过代表初始主序状态的均匀模型给出了60个太阳质量的临界质量，也就是说，恒星如果轻于60个太阳质量，则脉动稳定，如果重于这个60个太阳质量，则不稳定。从代表随后演化阶段的非均匀模型中发现，恒星在演化过程中也会获得脉动稳定性。所以在对于临界质量以上的恒星，在60~65太阳质量范围内，在初始主序状态后，脉动稳定性也将很快获得，脉动不稳定性几乎不会产生严重后果。另外，这个由计算给出的65个太阳质量的理论值与当时观测到的约95个太阳质量极限之间有一定差距，这种差距可以通过在65-95个太阳质量之间虽然存在脉动不稳定性，但还不足以引起立即的破坏来弥合；但此时脉动已经足够强，足以引起连续的壳层喷射，如P-Cygni现象等。所以这篇文章给出了恒星的质量上限为65个太阳质量，超出这个质量的恒星都在演化过程中出现不稳定的脉动演变过程。

在观测方面，一篇2005年的Nature的文章给出了利用哈勃望远镜对银河系中密度最大的圆拱星团进行探测的结果，观测到的最大质量的恒星在120多个太阳质量,结合观测和模型计算，他们给出了150个太阳质量的恒星质量上限。

不过需要说明的是，似乎以上都是建立在不考虑自转、磁场、重元素吸收等因素，且认为恒星为完美的球对称天体的基础上得出的结果。

关于恒星光度的上限，首先可以想到的就是爱丁顿光度。爱丁顿光度也称爱丁顿极限，它描述的是天体向外的辐射压力和向内的引力之间达到平衡时，该天体可以达到的最大亮度。爱丁顿光度它由欧拉静力学平衡方程给出以及辐射流量与辐射压的光系式推出:

当一颗恒星超过爱丁顿亮度，引力小于辐射压力，在恒星外层将产生非常强烈的辐射驱动的恒星风，也就是说恒星将逐渐“瓦解”。

从爱丁顿极限提出以来有很多科学家对这个模型做出了修正：

(1)首先上面关于辐射压力的推导假定恒星外层为氢等离子体。然而在其他情况下，压力平衡可能不同于氢气。比如在一颗纯氦气组成的恒星中，需要两倍于通常的艾丁顿亮度来驱动纯氦气；而在非常高的温度下，如中子星中，高能光子与核甚至与其他光子相互作用，可以产生电子正电子等离子体。

(2)孔隙度的影响：设想恒星大气由被低密度气体区域包围的较密集区域组成，这样将减少辐射与物质之间的耦合，而辐射场只能存在于大气更均匀、密度更低的层中。

(3)湍流的影响：一个可能的不稳定因素可能是对流区的能量导致了一个超声速湍流场，从而产生了湍流压力的影响。

(4)光子气泡效应：当辐射压力超过气体压力时，光子气泡在辐射主导大气中会自发形成，想象恒星大气中的一个区域的密度低于周围环境，但辐射压力较高，这样一个区域会通过大气层上升，辐射从两侧扩散，从而导致更高的辐射压力。

下表给出了质量大于80个太阳质量的部分恒星

在2014年Hainich的文章中指出BAT99-108如果不是双星系统其质量将会超过300

参考：

[1]A. J. van Marle; S. P. Owocki; N. J. Shaviv (2008). "Continuum driven winds from super-Eddington stars. A tale of two limits". AIP Conference Proceedings. 990: 250–253. arXiv:0708.4207. Bibcode:2008AIPC..990..250V. doi:10.1063/1.2905555.

[2]Rybicki, G.B., Lightman, A.P.: Radiative Processes in Astrophysics, New York: J. Wiley & Sons 1979.

[3]R. B. Stothers (2003). "Turbulent pressure in the envelopes of yellow hypergiants and luminous blue variables". Astrophysical Journal. 589 (2): 960–967. Bibcode:2003ApJ...589..960S. doi:10.1086/374713.

[4]J. Arons (1992). "Photon bubbles: Overstability in a magnetized atmosphere". Astrophysical Journal. 388: 561–578. Bibcode:1992ApJ...388..561A. doi:10.1086/171174.

[5]Donald F. Figer. An upper limit to the masses of stars. Nature, 03293.

[6]M. Schwarzschild and R. Härm, On the maximum mass of stable stars,1959ApJ.129.637S

[7]https://en.wikipedia.org/wiki/Eddington_luminosity#cite_note-6

[8]P.Ledoux, 1941, ApJ, 94,537.

[9]Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W. -R. (2014). "The Wolf–Rayet stars in the Large Magellanic Cloud".Astronomy & Astrophysics.565: A27.