行星有大小之分，恒星也是，但恒星的质量上限明显更「硬」：银河系里恒星绝大多数不到太阳的 10 倍，超过 100 倍的凤毛麟角。这不是概率问题，而是一条物理硬约束——恒星质量越大，光度按近乎恐怖的幂律增长，大到某个程度，它自己发的光就会把自己「吹散」。
恒星质量的经验上限约在 150–300 倍太阳质量（目前确认的冠军是大麦哲伦云 R136 星团中的 R136a1，约 170–230 倍太阳质量，存在测量争论）；上限的物理来自爱丁顿光度极限与形成期吸积被辐射压切断，「形成上限」与「存活上限」是两套机制。
光度是质量的高次幂，辐射压是那把刹车
主序星的光度大致按质量的 3.5 次幂增长：质量翻倍，亮度增到约 11 倍。到 100 倍太阳质量时，光度可达太阳的百万倍量级。此时向外逃逸的光子对电子的散射会产生向外的动量传递——辐射压。
当辐射压超过引力，气体不再能落向星体中心，吸积被迫中止；对已经点火的恒星，外层则开始被光「剥」走。这个临界光度叫爱丁顿极限，它正比于恒星质量，对应质量约在 100 倍太阳量级（具体数值取决于氢丰度与金属度）。
「形成上限」和「存活上限」是两道不同的门
第一道门在形成期。大质量恒星通过盘吸积生长，但当核心点火后，辐射压会顶住下落的物质流——早期模型因此认为上限约 20–40 倍太阳质量。实际观测到远超此值的大质量恒星，说明有「漏洞」：盘吸积不均匀，辐射主要沿密度低的极向逃逸，物质沿盘面继续补货；大质量恒星还会并合增长。所以形成上限不是硬墙，而是一道「越往上越难过」的闸门。
第二道门在存活期。超过爱丁顿极限的恒星经历连续的物质剥离，加上大质量恒星的星风本就剧烈（每年损失可达万分之一个太阳质量），寿命只有几百万年。所以今天能看到的极端质量恒星，全都诞生在近期的星暴星团里——R136 就是最好的例子。
| 对象/概念 | 数值 | 口径与来源 |
|---|---|---|
| R136a1 质量 | 约 170–230 M☉ | 哈勃/盖亚轨道拟合，不同模型给出区间 |
| 银河系恒星的绝大多数 | < 10 M☉ | 初始质量函数（Kroupa/Chabrier）统计 |
| 爱丁顿极限对应质量 | 约 100–150 M☉（氢丰度 X≈0.7） | 纯氢大气、电子散射不透明度假设 |
| 大质量恒星寿命 | 100 M☉ 约数百万年 | 主序寿命 ∝ M/L ≈ M⁻²·⁵ |
理论为什么长期落后于观测
20 世纪 90 年代，形成理论普遍认为吸积会在 20–40 倍太阳质量处失败，但观测不断突破这个数：1990 年代确认 η Car（双星系统，总质量超 100 M☉），2010 年 R136a1 被测出远超 150 M☉。理论的修补——盘吸积的各向异性、并合通道、辐射输运的更精细处理——都指向同一结论：不存在一条精确的「红线」，只有迅速变陡的概率悬崖。
值得注意的边界：R136a1 的质量测量依赖恒星演化模型把观测的亮度、温度换算成质量，不同模型给 170–230 M☉ 的区间；它是否其实是一颗「并合产物」，星团动力学研究尚有讨论。
哪些是观测，哪些还是推断
常见问题
可能有。银河系盘的尘埃消光让极亮的蓝超巨星难以完整普查；但统计上，极端质量恒星极短寿命决定了它们只会出现在近期星暴区，候选范围可以大幅收窄。
不是。钱德拉塞卡极限（约 1.4 M☉）约束的是白矮星——死后残骸能维持的最大质量；本文说的上限约束的是活着的恒星通过核燃烧维持自身时能有多重。两者物理完全不同。
因为辐射压是各向异性的通道化逃逸，恒星也有自转、磁场和双星相互作用来再分配质量。自然界的上限是一条概率递减的坡，不是一堵垂直的墙。
延伸阅读
- Crowther, P. A. et al. 2010, "The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses are close to 150–200 M☉", MNRAS 408, 731
- Kroupa, P. 2002, "On the Variation of the Initial Mass Function", MNRAS 322, 231 — 初始质量函数与上限讨论
- ESO：VLT 对 R136 星团的观测说明页（eso.org）