辐射压力

光看上去毫无重量，却并非毫无压力。每一个光子都携带极微小的动量，所以当光撞上物质或穿过物质时，会施加一记轻轻的推力——就像一串乒乓球去顶一面墙。在地球上这种推力微弱得无从察觉。但在炽热明亮的恒星深处，那里的辐射比阳光强上几百万倍，这一记轻推累加起来便成为一股真实的向外之力，称为辐射压力，它能与普通气体压力一道帮忙撑起恒星。

辐射压力对温度的依赖极为陡峭——它随温度的四次方增长，所以温度翻一倍，辐射压力就涨十六倍。在太阳这样的恒星里，核心虽热，辐射压力仍只是个次要伙伴，贡献的支撑远不到百分之一。而在质量是太阳十几二十倍的炽烈大质量恒星里，核心要热得多，辐射压力便成为对抗引力的主要乃至主导份额。这正是大质量恒星在构造与行为上与太阳大相径庭的原因之一。

在辐射压力主导之处，恒星会失去一部分气体压力所提供的稳定恒温作用，使最大质量的恒星变得臃肿、躁动，并倾向于以强劲的星风抛掉外层。辐射压力还为一个天体在自身光线开始把外层物质吹散之前能有多亮设下了上限——这就是爱丁顿光度——它既限制了恒星能长到多大，也限制了物质能以多快的速度落向致密天体。