當星際物質凝結成恒星時，恒星的演化取決於其內部的核反應過程。在穩定狀態下，恒星向內的引力與向外的運動壓力和輻射壓力相平衡。但在某些情況下，這種平衡條件會被破壞，處於不同演化階段的恒星有不同的觀測表現。
恒星的演化過程
1.恒星的形成
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。
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)，
氣體雲的總能量:E=ET+EG (3)
熱運動使氣體均勻分布，重力使氣體集中。現在兩者壹起工作。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105→107顆恒星，可以認為是同時產生的。
我們知道:太陽的質量:mθ= mθ= 2×1033，半徑R=7×1010。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=4×1033erg.s-1如果這種輻射亮度是由重力作為能量維持的，那麽持續時間為:
很多證明表明，太陽在今天的狀態下已經穩定了5×109年。所以恒星空白階段只能是太陽像今天這樣形成穩定狀態之前的短暫過渡階段。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？
2.2主序星的密度在收縮過程中增加。我們知道ρ∝r-3由式(4)給出，rc ∝ R3/2，所以rc比R下降得快，壹部分收縮氣體雲在新的條件下達到臨界點。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的含量只有氫的10-4左右，很快就會燃盡。如果壹開始D的含量大於3He，那麽反應生成的3H可能是恒星早期3He的主要來源，這種由於對流而到達恒星表面的3He可能直到現在仍然存在。
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。
現在我們來討論壹下觀測到的恒星大部分是主序星的原因。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、點火溫度高的原子核，Z大的原子核不僅點火困難，而且點火後燃燒更劇烈，所以燃燒持續時間更短。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。
2.3主序後的演化由於恒星形成是其氫的主要成分，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。此時核心區主要是氫氣，是燃燒的產物。外圍區域中的物質主要是未燃燒的氫。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，都需要穿過外層未燃氫層，必須劇烈膨脹，使得介質輻射更加透明。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。當這壹過程進行到壹定程度時，氫區中心的溫度會達到氫點火的溫度，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·cm-3的數量級。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。這種點火方式叫“閃”？quot因此，在現象中，妳會看到恒星的光度突然上升到壹個很大的水平，然後又下降得很低。
另壹方面，當引力收縮時，其密度無法達到103g·cm-3的數量級。此時，氣體的壓力與溫度成正比。當點火溫度升高時，壓力會升高，核燃燒區會膨脹，而膨脹會降低溫度，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:其主要特征是氦會點燃，出現“氦閃”。
2.25 & ltM & lt4M⊙ Star:關氫後氫氣能正常燃燒，但關氫後碳達不到著火溫度。這裏的反應是:
在He反應的初始階段，當溫度達到108K量級時，CNO循環產生的13C和17O可與4He反應生成16O和20Ne。經過長時間的he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，因為最終中心溫度已經很高了，加上壹些敏感因素，比如中微子的能量損失，使得情況變得模糊。
he反應後，當中心溫度達到109K時，C、O和Ne燃燒反應開始，主要是C-C反應、O-O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)。
2.4明星的終結
現在我們知道，對於質量小於8→10M⊙的恒星，由於達不到下壹級和點火溫度，將結束其核燃燒階段。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？
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最終的平衡構型必須是壹個“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，直到不能忽略自引力時，那麽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，但由於大多數恒星的質量在演化後期小於其初始質量，如恒星風、“氦閃”、超新星爆炸等，會損失恒星很大比例的質量。所以恒星的最終質量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。8→10M⊙以上的恒星，通過星核的引力坍縮，最終會變成中子星或黑洞。
結束
目前觀測到的恒星質量範圍是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，至今未發現。
通過討論，可以大致了解恒星的演化過程，主要經歷:氣體雲→坍縮階段→主序星階段→主序星後階段→最終階段。這對我們進壹步了解恒星的演化具有重要意義。
從地球上看夜空，宇宙是壹個星星的世界。
宇宙中恒星的分布是不均勻的。從它們誕生的那壹天起，它們成群聚集，相互反射，形成雙星、星團和星系...
恒星是壹顆燃燒的行星。壹般來說，恒星的體積和質量都比較大。只是因為離地球太遠，星光才顯得那麽微弱。
古代天文學家認為恒星在星空中的位置是固定的，所以命名為“星”，意為“永恒的星”。但是今天我們知道它們壹直在高速運動。比如太陽是帶著整個太陽系繞著銀河系中心轉的。但其他恒星離我們太遠，我們很難察覺到它們位置的變化。
明星發光的能力有強有弱。天文學上用“光度”來表示。所謂“光度”，是指恒星表面以光的形式輻射出來的能量。恒星表面也有高低溫。壹般來說，恒星表面溫度越低，其光線越紅；溫度越高，光線越藍。表面溫度越高，表面積越大，光度越大。科學家可以從恒星的顏色和光度中提取很多有用的信息。
歷史上，天文學家hertzsprung和哲學家Russell首先提出了恒星分類與顏色和光度的關系，建立了名為“Herzog-Roto”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。
恒星誕生於太空中的星際塵埃(科學家形象地稱之為“星雲”或“星際雲”)。
明星的“青春”是其壹生中最長的黃金階段——主序階段，占據其壹生的90%。在此期間，恒星以幾乎恒定的光度發出光和熱，照亮周圍的空間。
之後恒星會變得動蕩，變成紅巨星；然後，紅巨星將在爆炸中完成所有任務，將大部分物質拋回太空，留下碎片，也許是白矮星，也許是中子星，甚至是黑洞...
就這樣，恒星從星雲出來，又回到星雲，完成了它輝煌的壹生。
絢爛的星星永遠是夜空中最美的風景。