当今最知名的明星之一是 2-18 岁的史蒂文森。据估计，它的半径可能是太阳半径的2000倍以上。这样一个巨人的质量是多少？我们不知道。大致尺寸是根据其光度和温度的估计计算出来的，但在科学论文中找到具体的半径值很困难。据说另一颗巨星要小一些，但也小不了多少。这就是著名的UY盾牌。它的质量估计约为 10 个太阳质量。

您是否对如此巨大的尺寸差异和微不足道的重量差异感到惊讶？在生命的尽头，明星喜欢膨胀。这也将使太阳在一段时间内成为红巨星。甚至更大质量的恒星也会变成红超巨星。如果我们观察恒星的质量，我们会得到这样的印象：它们的质量往往较小。

我们银河系中最常见的恒星是红矮星，其质量为太阳质量的 7-50%。它们占我们银河系总数的 70%，甚至 80%。质量越大，此类恒星就越不常见。那些质量达到数十个太阳质量的物体数量完全有限。

行星之间的差异可能更加显着。那么，为什么恒星不能以更广泛的质量范围形成呢？同样的木星质量大约是水星的 5750 倍。还有比木星质量大得多的行星。然而，从观察中我们可以得出结论，存在某种机制可以防止过大恒星的形成。这种限制机制已经讨论了很长时间。

亚瑟·爱丁顿 (Arthur Eddington) 早在 1926 年就提出了他著名的极限或极限。我们知道恒星一生的大部分时间都在所谓的主序带上度过。在此阶段，它们处于流体静力平衡。试图压缩恒星的重力与向外的压力平衡。这种压力是由于恒星核心的热核反应而产生的。

恒星的质量越大，其核心的温度就越高，压力也就越强。因此，人们认为恒星的质量可能存在一定的限制，在该限制下，核心反应产生的压力将克服重力。恒星的上层将开始自由飞入太空，这将导致质量的大量损失。

当恒星变得太大和太热时，一些假设的限制也可能适用于恒星的形成过程。原恒星可能不再能够从周围的云中获得质量，并且可以说，吹走了这个物质。

早期估计爱丁顿极限为 60 个太阳质量。现代理论计算已将其提高到数百个太阳质量。当今著名的质量记录保持者的质量为我们恒星的 150-200 倍。例如，根据一些估计，恒星 P-136a1 的质量达到 320 个太阳质量。

更保守的估计是大约 150 颗。但这样的明星很少。也许其中一些是由两颗大质量恒星合并形成的，我们在它们毁灭前的短时间内观察到了它们。

然而，詹姆斯·韦伯望远镜也在寻找第一颗恒星，它的观测可能为我们提供有关是否存在 10 万太阳质量的超大质量恒星的信息。以及第一批星星的真实面貌。

如果超大质量早期恒星确实存在，它可能会解决另一个天体物理学之谜：超大质量黑洞的形成，它显然存在于非常早期的宇宙中。

如果它们只是通过普通黑洞和恒星质量的合并而形成，那么它们的质量如何能够如此迅速地增长仍然是一个谜。但是，如果我们假设它们是由通过冷吸积机制形成的超大质量恒星形成的。