恒星的兩個重要特征是溫度和絕對星等。大約100年前，丹麥的艾納·赫茨普龍和美國的亨利·諾利斯·羅素繪制了圖表，以找出溫度和亮度之間是否存在關系，這被稱為赫羅圖或H-R圖。在H-R圖中，大多數恒星形成壹個對角線區域，在天文學上稱為主星序。在主序中，當恒星的絕對星等增大時，其表面溫度也隨之升高。90%以上的恒星都屬於主序，太陽也是這些主序之壹。巨星和超巨星在H-R圖的右邊。白矮星表面溫度雖然高，但亮度並不大，所以只在圖的中下部。
恒星的演化是恒星在其壹生中(發光發熱期)的不斷變化。壽命因恒星的大小而異。單個恒星的演化不可能被完全觀測到，因為這些過程可能太慢而無法被探測到。因此，天文學家觀察許多處於不同生命階段的恒星，並用計算機模型模擬恒星的演化。
天文學家赫茨普龍和哲學家羅素首先提出了恒星分類與顏色和光度的關系，建立了名為“赫卓”的恒星演化關系，揭示了恒星演化的秘密。在“Herro-Roto”中，從左上方的高溫強光區到右下方的低溫弱光區，是壹個狹窄的恒星密集區，我們的太陽也在其中；這個序列稱為主序，90%以上的恒星都集中在主序中。主序區上方是巨星和超巨星區；左下方是白矮星區域。
天文學家可以通過觀察恒星的光譜、光度和在空間的運動來測量恒星的質量、年齡、金屬含量和其他許多屬性。恒星的總質量是決定恒星演化和最終命運的主要因素。其他特征，包括直徑，旋轉，運動和溫度，都可以在進化史中測量。描述許多恒星溫度與光度關系的圖，即赫羅圖(HR圖)，可以測量恒星的年齡和演化階段。
恒星在星系中的分布並不均勻，大多數恒星都會受到引力的影響形成多顆恒星，比如雙星、三胞胎，甚至是由數萬到數百萬顆恒星組成的星團。當兩顆雙星的軌道非常接近時，它們的引力可能會對它們的演化產生很大的影響。例如，白矮星從其伴星獲得吸積盤氣體，成為壹顆新的恒星。當宇宙發展到壹定時期，宇宙中充滿了均勻的中性原子氣體雲，大質量氣體雲由於自身引力而坍縮。這樣，恒星就進入了形成階段。坍縮初期，氣體雲內部的壓力很小，物質在自身重力的作用下加速向中心下落。當物質的線性度縮小了幾個數量級，情況就不壹樣了。壹方面，氣體的密度急劇增加。另壹方面，由於失去的重力勢能部分轉化為熱能，氣體的溫度也大大提高了。氣體的壓力與其密度和溫度的乘積成正比，所以在坍縮過程中壓力增加得更快。這樣就在氣體內部迅速形成了足以與自引力抗衡的壓力場。
如果溫度不足以點燃氫核，棕矮星就會形成。
星坯的機械平衡是由內部壓力梯度和自身引力引起的，但壓力梯度的存在依賴於內部溫度的不均勻性(即星坯中心的溫度高於外圍)，所以在熱量方面是壹個不平衡的系統，熱量會從中心逐漸流出。這種熱量平衡的自然趨勢在力學中起著削弱作用。因此，星坯必須緩慢收縮，其引力勢能降低使溫度升高，從而恢復力學平衡；同時也通過降低引力勢能來提供星坯輻射所需的能量。這是恒星空白演化的主要物理機制。讓我們用經典的引力理論粗略地討論壹下這個過程。考慮密度為ρ，溫度為t，半徑為r的球形氣體雲系，氣體的熱運動能:
ET= RT= T
(1)氣體視為單原子理想氣體，μ為摩爾質量，R為氣體的普適常數。
為了得到氣雲球的引力能Eg，想象壹下曲球的質量壹點壹點向無窮大移動，場力的功等於-eg .當球的質量為m，半徑為r時，場力在將dm從表面移走的過程中做功:
dW=- =-G( )1/3m2/3dm
(2)所以:-Eg=- ()1/3m2/3dm= G( M5/3
所以:Eg=- (2)，
氣體雲總能量:E=ET+EG (3)熱運動使氣體分布均勻，重力使氣體集中。兩個* * *壹起工作。當E & gt0點，熱運動占主導，氣雲穩定，小擾動不會影響氣雲平衡；當e
(4)相應氣體雲的臨界質量是:
(5)原始氣體雲密度小，臨界質量大。所以很少有恒星是單獨產生的，大部分是由壹群恒星壹起形成星團產生的。球狀星團可以包含10 5 → 10 7顆恒星，可以認為是同時發生的。
我們知道:太陽的質量:mθ = 2× 10 33，半徑r = 7× 10 10。我們帶入(2)可以得到太陽收縮到今天的狀態所釋放的引力能量。
太陽的總光度L = 4× 10 33爾格。S-1如果這個光度是由引力作為能量維持的，持續時間為:11× 10 9年。
很多證明表明，太陽在今天的狀態下已經穩定了5× 10 9年，所以恒星空白階段只能是太陽形成像今天這樣的穩定狀態之前的壹個短暫的過渡階段。這就提出了壹個新的問題，恒星毛坯的引力收縮是如何停止的？之後，太陽輻射的能量來源是什麽？主序星收縮期間，密度增加。我們知道ρ∝r-3由式(4)給出，rc ∝ R3/2，所以rc比R下降得快，壹部分收縮氣雲達到新條件下的臨界值。小小的擾動就可能造成新的局部坍塌。這樣，在壹定條件下，大的氣體雲收縮成壹個凝聚體，成為原恒星。原恒星吸收周圍的氣體雲後，繼續收縮，表面溫度不變，中心溫度不斷上升，引起溫度、密度、氣體成分的各種核反應。產生的熱能使溫度上升極高，氣體壓力抵抗引力使原恒星穩定成恒星，恒星的演化從主序星開始。明星多由H和He組成。當溫度達到104K以上，即粒子平均熱動能達到1ev以上時，氫原子通過熱碰撞完全電離(氫的電離能為13.6eV)。溫度進壹步升高後，等離子體氣體中氫核之間的碰撞可能會引起核反應。對於含有純氫的高溫氣體，最有效的核反應系列是所謂的P-P鏈:
主要反應是2D(p，γ)3He反應。D(氘，氫的同位素，由壹個質子和壹個中子組成)的含量只有氫的10-4%左右，很快就會燃盡(其原理類似於現代氫彈武器)。如果D大於3He(氦3，氦的同位素，由兩個質子和1個中子組成)開始時，反應產生的3H(氚和氫的同位素，由1個質子和兩個中子組成，將衰變成氦3)可能是恒星早期3He的主要來源，這種通過對流到達恒星表面的3He仍可能保留。
Li、Be、B等輕核的結合能和D壹樣低，含量只有h的2×10-9K左右，當中心溫度超過3×106K時，它們開始燃燒，引起(p，α)和(p，α)反應，很快變成3He和4He。當中心溫度達到107K，密度達到約105kg/m3時，生成的氫氣轉化為he的41H→4He過程。這主要是p-p和CNO周期。同時，包含1H和4He的是壹個p-p鏈式反應，它由以下三個分支組成:
P-p1(僅1H) p-p2 (1H和4he同時)P-P3。
或者假設1H和4He的重量比相等。隨著溫度的升高，反應從p-p1逐漸過渡到p-p3。
而當T & gt當溫度為1.5×107K時，恒星燃燒H的過程可以過渡到CNO循環。
當恒星與重元素C和N混合時，它們可以作為催化劑將1H變成4He，這就是CNO循環，它有兩個分支:
或者總反應速率取決於最慢的14N(p，γ)15O和15N的(p，α)和(p，γ)反應分支的比值，約為2500: 1。
這個比率幾乎與溫度無關，所以2500個CNO循環中有壹個是CNO-2。
在p-p鏈和CNO循環過程中，凈效應是H燃燒生成he:
在釋放的26.7MeV能量中，大部分被消耗為給恒星加熱和發光，成為恒星的主要來源。
我們前面提到恒星的演化是從主序開始的，那麽主序是什麽呢？當H穩定燃燒成He時，該星成為主序星。已經發現80%到90%的恒星是主序星。它們的共同特點是氫在核心區域燃燒，它們的光度、半徑、表面溫度都不壹樣。後來證明主序星的數量差異主要是質量，其次是年齡和化學成分。太陽的運行周期大約是壹千萬年。
觀測到的主序星最小質量約為0.1M⊙。模型計算表明，當質量小於0.08M⊙時，恒星的收縮不會達到氫的點火溫度，因此不會形成主序星，說明它對主序星有壹個質量下限。觀測到的主序星最大質量大約是幾十個太陽質量。理論上質量太大的恒星輻射很強，內部能量過程非常劇烈，所以結構更不穩定。但是理論上沒有絕對的質量上限。
在對壹個星團進行統計分析時，人們發現主序星存在壹個上限。這是什麽意思？我們知道，主序星的光度是質量的函數，這個函數可以用冪來分段表示:
l∧mν
其中υ不是常數，其值約為3.5至4.5。M反映了主序星有更多的質量可供燃燒，L反映了快速燃燒，所以主序星的壽命可以用M和L的商標來近似標註:
T∝M-(ν-1)
即主序星的壽命隨著質量的增加按冪律遞減。如果整個星團的年齡是t，那麽從t和m的關系可以得到壹個截止質量MT，質量大於MT的主序星已經結束了核心H燃期，而不是主序星，這就是為什麽觀測到大量同齡恒星組成的星團有上限的原因。
我們將討論為什麽大多數觀測到的恒星是主序星。表1基於25M恒定燃燒階段的點火溫度(k)、中心溫度(g cm-3)和持續時間(yr)。
H 4×107 4 7×106
何2×108 6×102 5×105
c 7×108 6×105 5×102
ne 1.5×109 4×106 1
o 2×109 1×107 5×10-2
si 3.5×109 1×108 3×10-3
燃燒級總壽命為7.5×106。
恒星演化模型列出了各種元素的點火溫度和燃燒持續時間。從表中可以看出，原子序數大的原子核點火溫度較高，Z大的原子核不僅點火困難，而且點火後燃燒更劇烈，所以燃燒持續時間較短。在這個25M⊙表1 25M⊙恒星演化模型中，燃燒階段的模型星總壽命為7.5×106年，90%以上的時間是氫燃燒階段，即主星序階段。從統計學上來說，這說明在主序階段找到恒星的可能性更大。這就是大多數觀測到的恒星都是主序星的基本原因。主序後的演化由於恒星形成的主要成分是氫，而氫的點火溫度低於其他元素，恒星演化的第壹階段始終是氫的燃燒階段，即主序階段。在主序階段，恒星內部的壓力分布和表面溫度分布是穩定的，因此它的光度和表面溫度在整個長階段只有很小的變化。讓我們來討論壹下，當核心區域的氫燃燒後，恒星將如何進壹步演化。
在恒星燃燒完核心區域的所有氫氣後，它會關閉。此時核心區域主要是燃燒的產物氦氣，外圍區域的物質主要是未燃燒的氫氣。核心關閉後，恒星失去了輻射能，因此它的引力收縮是壹個關鍵因素。壹個核燃燒階段的結束表明，恒星所有部分的溫度都低於在那裏點火所需的溫度。引力收縮會使恒星各部分的溫度升高，這實際上是尋找下壹次核點火所需的溫度。引力收縮會提高恒星所有部分的溫度。主序後的引力收縮首先點燃氦的不是核心區(它的點燃溫度太高)，而是核心和外圍之間的氫殼層。氫殼點燃後，此時的核心區，由於核心區釋放的引力勢能和燃燒氫釋放的核能，外圍未燃燒的氫層必然劇烈膨脹，即介質輻射變得更加透明，從而排出多余的熱能維持熱平衡。氫層的膨脹降低了恒星的表面溫度，所以這是壹個光度增大、半徑增大、表面冷卻的過程。這個過程就是恒星從主序到紅巨星的轉變。當這個過程進行到壹定程度時，氫區中心的溫度會達到氦點火的溫度，然後會過渡到壹個新的階段——氦燃燒階段。
在恒星中心發生氦點火之前，引力收縮使其密度達到103g的量級。厘米-3-3。此時氣體的壓力對溫度的依賴性較弱，因此核反應釋放的能量會使溫度升高，進而加劇核反應速率。壹旦點燃，它很快就會燃燒得如此猛烈，以至於爆炸。這種點火方式被稱為“氦閃”，所以會現象級。
另壹方面，當引力收縮時，其密度無法達到103g的量級。厘米-3-3。這時，氣體的壓力與溫度成正比。當點火溫度升高時，壓力增大，核燃燒區擴大，而這種擴大又使溫度降低，所以燃燒可以穩定進行。因此，這兩種點火條件對演化過程的影響是不同的。
氦閃後恒星如何演化？閃光釋放出大量能量，很可能將恒星外層的氫全部吹走，只剩下氦核。氦核區密度因膨脹而降低，未來氦可能在其中正常燃燒。氦燃燒的產物是碳。氦熄火後，恒星在碳的核心區域會有壹個氦殼。因為剩余質量太小，達不到碳的點火溫度，所以結束了用氦燃燒的進化，走向熱死。
因為引力坍縮與質量有關，不同質量的恒星演化是不壹樣的。
M & lt0.08M⊙星:氫氣無法點燃，沒有氦氣燃燒階段會直接死亡。
0.08 & ltM & lt0.35M⊙星:氫氣可以點火，氫氣熄滅後，氫核區達不到點火溫度，從而結束核燃燒階段。
0.35 & ltM & lt2.25M⊙星:其主要特點是氦會點燃，氦會閃光。
2.25 & ltM & lt4M⊙ star:關閉氫氣後氦可以正常燃燒，但關閉後碳達不到點火溫度。這裏的反應是:
在核反應初期，當溫度達到108K的量級時，CNO循環產生的13C和17O可以與4He反應生成16O和20Ne。經過長時間的核反應，20Ne(p，γ) 26550。ν) 21Na和21Na中的14N吸收兩個4He形成22Ne能量產生(α，n)反應形成24Mg和25Mg等。這些反應作為能源並不重要，但是放出的中子可以進壹步產生中子核反應。
4 & ltM & lt8 → 65438+200m ⊙恒星，這是壹個不清楚的範圍，也許碳點不著，也許有碳閃，也許能正常燃燒，因為這是最終中心溫度已經很高了，加上壹些敏感因素，比如中微子能量損失，已經模糊了情況。
核反應後，當中心溫度達到109K時，碳、氧和氖的燃燒反應開始，主要包括碳碳反應、氧氧反應和20Ne的γ、α反應；
8→10M⊙& lt；m的星星:氫、氦、碳、氧、氖、矽，能壹步步正常燃燒。最後在中心形成壹個無法釋放能量的核心區，各種可燃但未燃燒的氫殼在核心區之外。核燃燒階段末期，整顆恒星從內到外呈現層狀結構(Fe、Si、Mg、Ne、O、C、he、H)。我們已經知道，對於質量小於8M⊙的恒星，由於無法達到下壹階段和點火溫度，它將結束核燃燒階段。對於質量更大的恒星，它會在核心區域燃料耗盡後結束核燃燒階段。之後，明星的最終歸宿是什麽？
小質量恒星(如太陽)最初會膨脹。在這個階段，恒星被稱為(紅藍白)巨星，然後它們會坍縮成為白矮星或藍矮星，輻射並失去能量，成為紅矮星，然後成為黑矮星，最後消失。
太陽密度≥7 (8m ⊙)的大質量恒星
壹旦核燃燒停止，恒星必須經歷引力收縮，因為恒星內部維持機械平衡的壓力與其溫度有關。所以，如果恒星在a？quot最終的平衡構型壹定是冷平衡構型，即它的壓強和它的溫度無關。
主序星核心H耗盡後，離開主序就是它最後歷程的開始。勝負主要看質量。對於質量小的恒星，由於質量小，物體內部的自引力並不重要。固體內部的平衡是通過正負離子間的凈庫侖引力和電子間的壓力實現的。
當恒星的質量較大時，直到不能忽略自引力，這時自引力使內部密度和壓力增加，壓力的增加就是物質的壓力電離，逐漸導致固體的電約束解體，轉變為等離子體氣體。增加質量，也就是增加密度。此時壓力與溫度無關，從而達到冷平衡構型。等離子體中電子的動能大到足以在物質內部引起β衰變:
這裏，P是原子核中的質子。當密度達到108 g. cm-3時，這種反應會使負離子體中的原子核逐漸變成富中子核，原子核中的中子過多，導致原子核結構變得松散。當密度超過4× 101g時。cm-3，中子會開始從原子核中分離出來。如果質量變大時中子氣體之間的壓力無法抵抗物質的自引力，就會形成黑洞，但由於大多數恒星在演化後期質量小於其初始質量，如恒星風、氦閃、超新星爆炸等。，它們將失去恒星質量的很大壹部分。所以恒星的終結並不能通過它的初始質量來判斷，實際上取決於演化過程。那麽我們可以得出這樣的結論。8→10M⊙以下的恒星最終會甩出部分或大部分質量，成為白矮星。8M⊙以上的恒星最終會通過恒星核心的引力坍縮成為中子星或黑洞，也就是說，坍縮核心質量為1.44倍到5倍太陽質量的恒星最終會成為中子星，坍縮核心質量超過5倍太陽質量的恒星最終會成為黑洞。
觀測到的恒星質量範圍壹般為0.1→60M⊙。質量小於0.08M⊙的天體無法達到點火溫度。所以，不發光就成不了明星。質量大於60M⊙的天體中心溫度過高且不穩定，至今只發現不到70個天體。
變星等。根據實際觀測和光譜分析，我們可以了解恒星大氣的基本結構。壹般認為，在某些恒星中，最外層有類似日冕的高溫低密度日冕。它通常與星風有關。壹些恒星發現了在日冕中產生壹些發射線的色球層，內層大氣吸收較高溫度氣體的連續輻射形成吸收線。人們有時把這層大氣稱為逆溫層，發出連續光譜的高溫層稱為光球層。其實恒星光輻射形成的過程說明這層光球相當厚，每壹層都有發射和吸收。光球層和逆溫層不能完全分開。在太陽恒星的光球層中，有壹個平均半徑約為十分之壹或更大的對流層。在上部主序星和下部主序星內部，對流層的位置是非常不同的。能量傳輸主要是光球層的輻射和對流層的對流。
對於光球層和對流層，我們經常使用根據實際測量的物理特性和化學成分建立的模型進行更細致的研究。基於流體靜力學平衡和熱力學平衡的基本假設，我們可以建立壹些關系來求解恒星不同區域的壓力、溫度、密度、不透明度、生產力和化學成分。在恒星的中心，溫度可以高達幾百萬甚至上億度，這取決於恒星的基本參數和演化階段。在那裏，有不同的能力反應。壹般認為恒星是由星雲凝聚而成，主序之前的恒星由於溫度低，無法發生熱核反應，只能靠引力收縮產生能量。進入主序後，中心溫度高達700萬度，氫聚合成氦的熱核反應開始。這個過程很長，是明星壹生中最長的階段。氫氣燃燒完成後，恒星會向內收縮，向外膨脹，演化成壹顆巨大的紅巨星，表面溫度較低，可能會引起脈動。內部溫度上升到近1億度的恒星開始出現氦碳循環。在這些演化過程中，恒星的溫度和光度按照壹定的規律變化，從而在赫羅圖上形成壹定的軌跡。最後，壹些恒星在超新星中爆炸，氣體殼飛走，核心被壓縮成中子星等致密恒星並趨於“死亡”(見恒星的形成和演化)。