关于天文学

Question

星星的变化是什么？
从什么开始起源？经过什么时期之后变成黑洞？每一个时期又是怎么形成的？

Answer 1

[编辑] 恒星的诞生

马头星云，基部的亮点是正在生成新恒星的IC 434恒星的演化开始于巨分子云。一个星系中大多数虚空的密度是每立方厘米大约0.1到1个原子，但是巨分子云的密度是每立方厘米数百万个原子。一个巨分子云包含数十万到数千万个太阳质量，直径为50到300光年。

在巨分子云环绕星系旋转时，一些事件可能造成它的重力坍缩。 巨分子云可能互相冲撞，或者穿越旋臂的稠密部分。邻近的超新星爆发抛出的高速物质也可能是触发因素之一。最后，星系碰撞造成的星云压缩和扰动也可能形成大量恒星。

坍缩过程中的角动量守恒会造成巨分子云碎片不断分解为更小的片断。质量少于约50太阳质量的碎片会形成恒星。在这个过程中，气体被释放的势能所加热，而角动量守恒也会造成星云开始产生自转之后形成原恒星。

恒星形成的初始阶段几乎完全被密集的星云气体和灰尘所掩盖。通常，正在产生恒星的星源会通过在四周光亮的气体云上造成阴影而被观测到，这被称为包克球。

质量非常小的原恒星温度不能达到足够开始氢的核融合反应，它们会成为棕矮星。恒星和棕矮星确切的质量界限取决于化学成分，金属成分 (相较之下比氦更重的元素) 越多的界限越低。金属成分和太阳相似的原恒星，其界限大约是0.075太阳质量。质量大于13木星质量(MJ)的棕矮星，会进行氘的融合反应，而有些天文学家认为这样的恒星才能称为棕矮星，比行星大但比棕矮星小的天体则被分类为次恒星天体。这两种类型，无论是否能燃烧氘，它的光度都是黯淡并在数亿年的岁月中逐渐冷却，慢慢的步向死亡。

质量更高的原恒星，核心的温度可以达到1,000万K，可以开始质子-质子链反应将氢先融合成氘，再融合成氦。在质量略大于太阳质量的恒星，碳氮氧循环在能量的产生上贡献了可观的数量。核融合的开始会导致流体静力平衡短暂的失去，这是核心向外的"辐射压"和恒星质量引起的"重力压"之间的平衡，以防止恒星进一步的"重力塌缩"，但恒星迅速的演变至稳定状态。

LH 95是大麦哲伦云中的恒星育婴室。新诞生的恒星有各种不同的大小和颜色。光谱类型的范围从高热的蓝色到低温的红色，质量则从最低的0.085太阳质量到超过20倍的太阳质量。恒星的亮度和颜色取决于表面的温度，而表面温度又由质量来决定。

新诞生的恒星会落在赫罗图的主序带上一个特定的点。小而冷的红矮星以缓慢的入速度燃烧氢，可以在主序带上滞留数百亿年，而质量大且热的超巨星只能在主序带上逗留数百万年。像太阳这种大小居中的恒星，在主序带上停留的时间大约是100亿年。太阳被认为正在期寿命的中间点上，因此它还在主序带上。一但恒星消耗掉核心内大部份的氢之后，它就会离开主序带。

人马座是聚集大量恒星的星场。
[编辑] 恒星的成熟
依据恒星诞生时的质量，在经历数百万至数十亿年后，在核心持续进行的核融合反应在核心累积了大量的氦。质量越大和越热的恒星制造氦的速度比质量小和冷的恒星更快。

累积的氦，密度比氢更高，因为自身的压缩和核反应的持续进行而逐渐增加。必须借由更高的温度抵抗因压缩而增强的重力，来维持稳定的平衡。

最后，核心能供应的氢会被耗尽，就没有由氢的核融合产生向外的压力来抵抗重力。它将收缩直至电子简并变得足以抵抗重力，或是核心有足够的温度 (一亿度K) 可以燃烧氦，哪一种情况会先发生取决于恒星的质量。

[编辑] 低质量恒星
在低质量恒星停止经由核反应产生能量之后，会发生什么事情，目前还无法直接得知：目前认知的宇宙年龄只有137亿岁，比低质量恒星会停止核反应的时间还短 (在某些情况下，少了几个数量级)，所以目前的理论都是根据计算机模拟塑造的。

质量低于0.5太阳质量的恒星，在核心的氢融合停止之后，很单纯的只是因为没有足够的质量在核心产生足够的压力，因此不能进行氦核的融合反应。它们将成为红矮星，像是比邻星，其中有些的寿命会比太阳长上数千倍。目前的天文物理学模型认为0.1太阳质量的恒星，在主序带上停留的时间可以长达6兆年，并且要再耗上数千亿年或更多的时间，才会慢慢的塌缩成为白矮星[1]。如果恒星的核心变得停滞 (被认为有点像现在的太阳)，它将始终都被数层氢的外层包围着，这些也许都是在演化中产生的氢层。但是，如果恒星有着完全的对流 (这种想法被认为是低质量恒星的主角)，在它的周围就不会分出层次。果真如此，它将如同下面所说的中等质量恒星一样，它将在不引起氦融合的情况下发展成为红巨星；换言之，它将单纯的收缩，直到电子简并压力阻止重力的崩溃，然后直接转变成为白矮星。

[编辑] 中等尺度恒星

当质量类似太阳的恒星死亡时就会成为行星状星云，就像是猫眼星云。在另一种情况，在核心外围数层含有氢的壳层在核融合反应的加速下，立刻造成恒星的膨胀。因为这是在核心外围的数层，因而它们所受到的重力较低，它们扩张的速率会比能量增加的更快，因此会造成温度的下降，并且使得它们比在主序带的阶段还要偏红。像这样的恒星就称为红巨星。

根据赫罗图，红巨星是不在主序带上的巨大恒星，恒星分类是K或M，包括在金牛座内的毕宿五和牧夫座的大角星，都是红巨星。

质量在数个太阳质量之内的恒星在电子简并压力的支撑下，将发展出外围仍然包覆著氢的氦核心。它的重力将数层的氢直接挤压在氦核上，这造成氢融合的反应速率比在主序带上有着相同质量的恒星更快。这反而使恒星变得更为明亮 (亮度增加1,000 至 10,000倍) 和膨胀；膨胀的程度超过光度的增加，因而导致有效温度的下降。

恒星膨胀的是在外围的对流层，将物质由靠近核融合的区域携带至恒星的表面，并经由湍流与表面的物质混合。除了质量最低的恒星之外的所有恒星，在内部进行核融合的物质在这个点之前都是深埋在恒星的内部，经由对流的作用使核融合的产物第一次可以在恒星的表面被看见。在这个阶段的演变，结果是很微妙的，最大的效应是对氢和氦的同位素造成的改变，但是尚未能观测到。有作用的是出现在表面的碳氮氧循环，较低的12C/13C比率和改变碳和氮的比率。这些是由分光学上发现的，并且在许多演变中的恒星上被测量到。

质量与太阳相似的恒星演化示范的简图。恒星从塌缩的气体云中诞生 (1)，经过收缩阶段成为原恒星 (2)，然后进入主序带(3)。一旦在核心的氢被耗尽，它膨胀成为红巨星 (4)，然后它的外壳散逸成为行星状星云，核心变质成为白矮星 (5)。当围绕着核心的氢被消耗时，核心吸收产生出来的氦，进一步造成核心的收缩，并且使残余的氢更快的进行核融合，这最终将导致氦融合 (包括3氦过程) 在核心进行。在质量比0.5太阳质量更大的恒星，电子简并压力也许能将氦融合的延后数百万至数千万年；在更重的恒星，氦核和叠加在外数层气体的总质量，将使得电子简并压力不足以延迟氦融合的过程。

当核心的温度和压力足以引燃核心的氦融合时，如果电子简并压力是支撑核心的主要力量时，将会发生氦闪。在质量更巨大的核心，电子简并压力不是支撑核心的主要力量，氦融合的燃烧相对的会较为平静的进行。即使发生氦闪，快速释放能量 (太阳能量的108数量级) 的时间也较短暂，所以在恒星外面可以观察到的表面层也不会受到影响[2]。由氦融合产生的能量会造成核心的扩张，因此叠加在核心外层的氢融合速率会减慢，使得总能量的产生降低。所以，恒星会收缩，虽然不是所有的都会再回到主序带，它会在赫罗图的水平分支上迁移，在半径上逐渐收缩和增加表面的温度。

在恒星消耗了核心的氦之后，融合在包含了碳和氧的高热核心附近继续进行。恒星随着进入赫罗图上的渐近巨星分支，与原始的红巨星演变平行，但是能量的产生较快 (因而持续的时间也较短)[3]。

在能量输出上的变化造成恒星大小和温度周期性的变化。能量输出的本身降低了能量放射的频率，伴随的还有经由强烈的恒星风和猛烈的脉动造成质量损失率的增加。在这个阶段的恒星，根据它们呈现的明显特征被称为晚期型恒星、OH-IR 恒星或 米拉型恒星。被逐出的气体是来自恒星的内部，也含有相对丰富的被创造元素，特别是碳和氧的丰度与恒星的类型有关。由气体构成的膨胀装的气壳称为环星包 (circumstellar envelope，并且会随着远离恒星而逐渐降低温度，而允许微尘和分子的形成。在理想的情况下，来自核心的高能量红外线输入环星包后会激发形成迈射。

氦燃烧的速率对温度极端的敏感，会导致极大的不稳定性。巨大的脉动组合，最终将给恒星足够的动能外面的数层气壳抛出，形成潜在的行星状星云。依然留存在星云中心的恒星核心，温度会逐渐下降而成为小而致密的白矮星。

[编辑] 大质量恒星

蟹状星云是大约在1,000年前爆炸的超新星四散的残骸。在大质量的恒星，在电子简并压力能够成为主流之前，核心已经大到能够将由氢融合产生的氦引燃。因此当这些恒星在膨胀和冷却时，它们的亮度不会比低质量的恒星大多少；但是它们会比低质量恒星开始时的阶段亮许多，并且也会比低质量恒星形成的红巨星明亮，因此这些恒星被称为超巨星。

质量特别大的恒星 (大约超过40倍太阳质量)，会非常明亮和有着分长高速的恒星风。在它们膨胀成为红巨星之前，因为强大的辐射压力，倾向于先剥离外面的气体壳层，因而它们的质量损失也非常快，这导致它们在主序带的阶段都维持着表面的高温 (蓝白的颜色)。因为恒星的外壳会被极端强大的辐射压剥离，因此恒星的质量不能超过120个太阳质量。虽然较低的质量可以使外壳被剥离的速度减缓，但如果它们是靠得够近的联星，当它膨胀而外壳被剥离时，会与伴星结合；或是因为它们的自转够快，对流作用将所有的物质带至表层，造成彻底的混合，而没有可以分离的核心和外壳，都能避免成为红巨星或红超巨星[4]。

当从外壳的基部获得氢并融合成氦时，核心也逐渐变得更热和更密集。在大质量的恒星，电子简并压力不足以单独的阻止重力崩溃，至于每一种在核心被消耗掉的元素，点燃更重的元素融合之火，也都能暂时的阻止重力崩溃。如果恒星的核心不是太重 (质量大约低于1.4倍太阳质量，考虑到在这之前已经产生了许多质量的损耗)，它也许可以如前所述的质量较低恒星，形成一颗白矮星 (外面可能有行星状星云包围着)，不同的是这种白矮星主要是由氧、氖和镁组成。

在核心崩溃之前，大质量恒星的核心结构是有如洋葱般的层层排列 (未按照比例)。在有些质量之上 (估计是2.5倍太阳质量，原始恒星的质量大约在10倍太阳质量以内)，核心的温度可以达到局部破坏的温度 (大约是1.1GK)开始形成氧和氦，而氦又会立刻和残余的氖融合成镁；然后氧融合形成硫、硅和少量的其他元素。最后，温度达到任何一种元素都会被局部毁坏的高温程度，通常都会释放出α粒子 (氦核)，又立刻和其他原子核融合，所以有少数的原子核经过整理之后会成为更重的原子核，而释放出来的净能量是增加的，因为打破母原子核所释放出来的能量大于融合成子原子核所需要的能量。

核心质量太大不能形成白矮星，又未能达到足以承受氖转换成氧与镁的恒星，在融合成更重的元素之前，就将经历重力崩溃的过程 (因为电子捕获)[5]。无论电子捕获造成温度增加或降低，都会在重力崩溃之前构成比原来小的原子核 (像是铝和钠)，可以在重力崩溃之前对总能量的产生造成重大的冲击 [6]。这也许对之后产生引人注目的超新星爆炸与抛出的元素和同位素丰度都有影响。

一旦恒星核合成的过程产生铁-56，接下来的过程都将消耗能量 (将碎片结合成原子核所释放出来的能量小于将母原子核击碎所需要的能量)。如果核心的质量大于钱德拉塞卡极限，电子简并压力将不足以支撑与对抗因为质量所产生的重力，核心将突然的产生崩溃，灾难性的崩溃将形成中子星或黑洞 (在核心的质量超过托尔曼-欧本海默-瓦可夫极限的情况下)。虽然还未完全了解过程，某些重力位能的转换使这些核心崩溃并被转换成Ib、Ic或II型超新星。只知道在核心崩溃时，就像在超新星1987 A所观测到的，会产生巨大的微中子浪涌。极端高能量的微中子会破坏一些原子核，它们的一些能量会消耗在释出核子，包括中子，还有一些能量会转换成热能和动能，因而造成冲击波与一些来自核心崩溃的物质汇合造成反弹。在非常致密的汇合物质中发生的电子捕获产生了额外的中子，有些反弹的物质受到中子的轰击，又诱发了一些核子捕获，创造出一系列，包括放射性物质铀在内，比铁重的元素[7]。虽然，非爆炸性的红巨星在早期的反应和次反应中释放出的中子也能创造出一定数量比铁重的元素，但在这种反应下产生比铁重的元素丰度 (特别是，有些稳定和长寿的同位素与一些同位素)与超新星爆炸有着显著的不同。我们发现太阳系的重元素丰度与这两者都不一样，因此无论是超新星或红巨星都无法单独的用来解释被观察到的重元素和同位素的丰度。

从核心崩溃转移到反弹物质的能量不仅产生了重元素，还提供了它们加速和脱离所需要的逃逸速度 (这种机制还没有被充分的了解)，因而导致Ib、Ic或II型超新星的生成。目前对这些能量转移过程的了解仍不能令人满意，虽然目前的计算机模拟能对Ib、Ic或II型超新星的能量转移提供部分的解释，但仍不足以解释观测到的物质抛射所携带的能量[8]。从分析中子星联星 (需要两次相似的超新星) 的轨道参数和质量获得的一些证据显示氧氖镁核心崩溃所产生的超新星可能与观测到由铁核崩溃的超新星有所不同 (除了大小之外还有其他的不同) [9]。

质量最大的恒星也许在超新星爆炸中因为能量超过它的重力束缚能而完全的被毁灭。这种罕见的事件，导致成对不稳定，事后的残骸连黑洞都不是[10]。

[编辑] 恒星残骸
恒星在耗尽了它的燃料之后，依据它在生命期间的质量，如果不计算假设中的奇异星，它的残骸会是下面三种型态之一。

[编辑] 白矮星
主条目：白矮星
1太阳质量的恒星，演化成白矮星之后的质量大约是0.6太阳质量，被压缩的体积则近似地球的大小。白矮星是非常稳定的天体，因为它向内的重力是与核心的电子产生的电子简并压力 (这是包立不相容原理导致的结果) 达到平衡。电子简并压力提供了一个相当宽松的极限来抵抗重力进一步的压缩；因此，针对不同的化学元素，白矮星的质量越大，体积反而越小。在没有燃料可以继续燃烧的情况下，恒星残余的热量仍可以继续向外辐射数十亿年。

白矮星的化学成分取决于它的质量。只有几个太阳质量的恒星，可以进行碳融合产生镁、氖和少量其它的元素，造成一颗主要成分是氧、氖和镁的白矮星。在抛弃掉足够质量的条件下，使它的质量不至于超过钱德拉塞卡极限 (见下文)；并且在碳燃烧不够猛烈的条件下，使他免于成为一颗超新星[11]。质量的数量级与太阳相同的恒星无法点燃碳融合的核反应，所产生的白矮星主要成分是碳和氧，而且质量太低，不足以产生重力崩溃，除非在后期能够增加质量 (见下文)。质量低于0.5太阳质量的恒星，连氦燃烧都无法引燃 (见前文)，因此压缩后成为白矮星之后的主要成分是氦。

在最后，所有的白矮星都将变成冰冷黑暗的天体，有些人就称它们为黑矮星。但是目前的宇宙还不够老，还不足以产生像黑矮星这样的天体。

如果白矮星的质量能增加至超越钱德拉塞卡极限 －对主要成分是碳、氧、氖、和/或镁的白矮星，是1.4太阳质量，电子简并压力将无法抵抗重力，将会因为电子捕获导致恒星塌缩。取决于化学成分和塌缩前的核心温度，核心可能会塌缩成为一颗中子星，或是因为引燃碳和氧的燃烧而失控。质量越重的元素越倾向于恒星塌缩，因为需要较高的温度才能重新点燃核心的燃料，也因此能使核子减轻的电子捕获过程能使核反应较容易进行；然而，越高的核心温度越容易造成恒星核反应的失控，这会导致恒星塌缩成为Ia超新星[12]。即使大质量恒星死亡产生的II 型超新星释放出的总能量更多，这种超新星会比II型超新星还要明亮数倍。这种会导致塌缩的不稳定性使得超过甚至接近1.4太阳质量的白矮星不可能存在 (唯一可能的例外是超高速自转的白矮星，因为离心力的作用抵销了质量上的问题)。联星之间的质量转移可能会造成白矮星的质量接近钱德拉塞卡极限，因而造成不稳定的状况。

如果在密近双星系统中有一颗白矮星和一颗普通的恒星，来自较大伴星的氢会在白矮星周围形成吸积盘，并使得白矮星的质量增加，直到白矮星的温度增加引发失控的核反应。在白矮星的质量尚未达到钱德拉塞卡极限之前，这种爆发只会形成新星。

[编辑] 中子星

像泡泡的影像是在15,000年前爆炸的超新星产生的冲激波，现在仍在扩张中。(view larger image).主条目：中子星
当恒星的核心崩溃时，压力造成电子捕获，因而使得大多数氢都转变成为中子。原本使原子核分离的电磁力消失之后 (在比例上，如果原子核的大小如同尘埃，原子的大小就如同一个600英呎长的足球场)，恒星的核心就成为只有中子的致密球体 (就像是个巨大的原子核)，在外面有几层由简并物质 (主要是铁的薄层和后续的反应产生的物质) 组成的外壳。中子也遵循包立不相容原理，使用类似电子简并压力但更强的力来抵抗重力的压缩。

像这种，被称为中子星的恒星，是非常的小—直径的数量级只有10公里，尺寸不会超过一个大城市的大小—并且有折极高的密度。它们的自转周期 由于恒星的收缩而戏剧性的缩得很短 (因为角动量守恒)，有些高达每秒600转。随着这些恒星的高速自转，每当恒星的磁极朝向地球时，地球就会接到一次脉冲的辐射。像这样的中子星被称为波煞，第一颗被发现的中子星就是这种型态的。

[编辑] 黑洞
主条目：黑洞
如果恒星的残骸有足够大的质量，中子简并压力将不足以阻挡恒星塌缩至史瓦西半径之下时，这个恒星的残骸就会成为黑洞。现在还不知道需要要多大的质量才会发生这种情况，而目前的估计是在2至3太阳质量。

黑洞是广义相对论所预测的天体，而在天文学上的观测和理论也都支持黑洞的存在。依据广义相对论传统的说法，没有物质或讯息能够从黑洞的内部传递给在外部的观测者，虽然量子效应允许这种严谨的规律产生误差。

虽然恒星经由塌缩产生超新星的机制还未被充分的了解，也不知道不经过可见的超新星爆炸，恒星是否能够直接塌缩形成黑洞；还是超新星爆炸之后要先形成中子星，然后再继续塌缩成为黑洞；从最初的恒星质量到最后的残骸质量之间的关联性也不完全的可靠。要解决这些不确定的问题，还需要分析更多的超新星和超新星残骸。

Answer 2

恒星的演化
恒星演化是一个恒星在其生命期内（发光与发热的期间）的连续变化。生命期则依照星体大小而有所不同。
单一恒星的演化并没有办法完整观察，因为这些过程可能过于缓慢以致于难以察觉。因此天文学家利用观察许多处于不同生命阶段的恒星，并以计算机模型模拟恒星的演变。
恒星的演化过程
1.恒星的形成
在宇宙发展到一定时期，宇宙中充满均匀的中性原子气体云，大体积气体云由于自身引力而不稳定造成塌缩。这样恒星便进入形成阶段。在塌缩开始阶段，气体云内部压力很微小，物质在自引力作用下加速向中心坠落。当物质的线度收缩了几个数量级后，情况就不同了，一方面，气体的密度有了剧烈的增加，另一方面，由于失去的引力位能部分的转化成热能，气体温度也有了很大的增加，气体的压力正比于它的密度与温度的乘积，因而在塌缩过程中，压力增长更快，这样，在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场，这压力场最后制止引力塌缩，从而建立起一个新的力学平衡位形，称之为星坏。
星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的，而压力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性（即星坯中心的温度要高于外围的温度），因此在热学上，这是一个不平衡的系统，热量将从中心逐渐地向外流出。这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用。于是星坯必须缓慢的收缩，以其引力位能的降低来升高温度，从而来恢复力学平衡；同时也是以引力位能的降低，来提供星坯辐射所需的能量。这就是星坯演化的主要物理机制。
下面我们利用经典引力理论大致的讨论这一过程。考虑密度为 ρ、温度为T、半径为r的球状气云系统，气体热运动能量：
ET= RT= T
(1) 将气体看成单原子理想气体,μ为摩尔质量，R为气体普适常数
为了得到气云球的的引力能Eg，想象经球的质量一点点移到无穷远，将球全部移走场力作的功就等于-Eg。当球质量为m，半径为r时，从表面移走dm过程中场力做功：
dW=- =-G( )1/3m2/3dm
(2) 所以：-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3
于是： Eg=- (2)，
气体云的总能量: E=ET+EG (3)
热运动使气体分布均匀，引力使气体集中。现在两者共同作用。当E>0时热运动为主，气云是稳定的，小的扰动不会影响气云平衡；当E<0时，引力为主，小的密度扰动产生对均匀的偏离，密度大处引力增大，使偏离加强而破坏平衡，气体开始塌缩。由E≤0得到产生收缩的临界半径 ：
(4) 相应的气体云的临界质量为：
(5) 原始气云密度小，临界质量很大。所以很少有恒星单独产生，大部分是一群恒星一起产生成为星团。球形星团可以包含105→107个恒星，可以认为是同时产生的。
我们已知：太阳质量：MΘ=2×1033,半径R=7×1010,我们带入(2)可得出太阳收缩到今天这个状态以释放的引力能
太阳的总光度L=4×1033erg.s-1如果这个辐射光度靠引力为能源来维持，那么持续的时间是:
很多证明表明，太阳稳定的保持着今天的状态已有5×109年了，因此，星坯阶段只能是太阳形成像今天这样的稳定状态之前的一个短暂过渡阶段。这样提出新问题，星坯引力收缩是如何停止的？此后太阳辐射又是以什么为能源？
2.恒星的稳定期——主序星
主序星阶段在收缩过程中密度增加，我们知道ρ∝r-3，由式(4),rc∝r3/2,所以rc比 r减小的更快，收缩气云的一部分又达到新条件下的临界,小扰动可以造成新的局部塌缩。如此下去在一定的条件下，大块气云收缩为一个凝聚体成为原恒星，原恒星吸附周围气云后继续收缩，表面温度不变，中心温度不断升高，引起温度、密度和气体成分的各种核反应。产生热能使气温升的极高，气体压力抵抗引力使原恒星稳定下来成为恒星，恒星的演化是从主序星开始的。
恒星的成份大部分是H和He，当温度达到104K以上，即粒子的平均热动能达1eV以上，氢原子通过热碰撞就充分的电离了（氢的电离能是13.6eV），在温度进一步升高后，等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应。对纯氢的高温气体，最有效的核反应系列是所谓的P-P链：
其中主要是2D(p,γ)3He反应。D含量只有氢的10-4左右，很快就燃完了。如果开始时D比3He含量多，则反应生成的3H可能就是恒星早期3He的主要来源，由于对流到达恒星表面的这种3He,有可能还保留到现在。
Li,Be,B等轻核和D一样结合能很低，含量只是H 的2×10-9K左右，当中心温度超过3×106K就开始燃烧，引起（p,α）和（p,α）反应，很快成为3He和4He。 中心温度达到107K，密度达到 105kg/m3左右时，产生的氢转化为He的41H→4He过程。这主要是p-p和CNO循环。同时含有1H和4He是发生p-p链反应，有以下三个分支组成：
p-p1(只有1H) p-p2(同时有1H、4He) p-p3
或假设1H 和4He的重量比相等。随温度升高，反应从p-p1逐渐过渡到p-p3，
而当T>1.5×107K时，恒星中燃烧H的过程就可过渡到以CNO循环为主了。
当恒星内混杂有重元素C和N时，他们能作为触媒使1H变为4He，这就是CNO循环，CNO循环有两个分支：
或总反应率取决于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反应分支比约为2500：1。
这个比值几乎与温度无关，所以在2500次CNO循环中有一次是CNO-2。
在p-p链和CNO循环过程中，净效果是H燃烧生成He：
在释放出的26.7MeV能量中，大部分消耗给恒星加热和发光，成为恒星的主要来源。
前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的，那么什么是主星序呢？等H稳定地燃烧为He时，恒星就成了主序星。人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星，他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧，他们的光度、半径和表面温度都有所不同，后来证明：主序星的定量上差别主要是质量不同，其次是他们的年龄和化学成份，太阳这段历程约千万年。
观察到的主序星的最小质量大约为0.1M⊙ 。模型计算表明，当质量小于0.08M⊙时，星体的收缩将达不到氢的点火温度，从而形不成主序星，这说明对于主序星它有一个质量下限。观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量。理论上讲，质量太大的恒星辐射很强，内部的能量过程很剧烈，因此结构也越不稳定。但是理论上没有一个质量的绝对上限。
当对某一星团作统计分析时，人们却发现主序星有一个上限，这说明什么？我们知道，主序星的光度是质量的函数，这函数可分段的用幂式表示 ：
L∝Mν
其中υ不是一个常数，它的值大概在3.5到4.5之间。M大反映主序星中可供燃烧的质量多，而L大反映燃烧的快，因此主序星的寿命可近似用M与L的商标来标志：
T∝M-(ν-1)
即主序星寿命随质量增大而按幂律减小，如果整个星团已存在的年龄为T，那就可以由T与M的关系式求出一个截止质量MT。质量大于MT的主序星已结束核心的H燃烧阶段而不是主序星了，这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。
现在我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根据一25M⊙的恒燃烧阶段 点火温度(K) 中心温度(g.cm-3) 持续时间(yr)
H 4×107 4 7×106
He 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
燃烧阶段的总寿命 7.5×106
星演化模型，列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间。从表上看出，原子序数大的和有更高的点火温度，Z大的核不仅难于点火，点火后燃烧也更剧烈，因此燃烧持续的的时间也就更短。这颗25M⊙的 表1 25M⊙恒星演化模型,模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×106年，而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段，即主星序阶段。从统计角度讲，这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因。
3.恒星的晚年
主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氢，而氢的点火温度又比其他元素都低，所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段，即主序阶段。在主序阶段，恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布，所以在整个漫长的阶段，它的光度和表面温度都只有很小的变化 。下面我们讨论，当星核区的氢燃烧完毕后，恒星有将怎么进一步演化？
恒星在燃烧尽星核区的氢之后，就熄火，这时核心区主要是氢，他是燃烧的产物外围区的物质主要是未经燃烧的氢，核心熄火后恒星失去了辐射的能源，它便要引力收缩是一个起关键作用的因素。一个核燃烧阶段的结束，表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高，主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦（它的点火温度高的太多），而是核心与外围之间的氢壳，氢壳点火后，核心区处于高温状态，而仍没核能源，他将继续收缩。这时，由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能，都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀，即让介质辐射变得更透明。而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了，所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程，这个过程是恒星从主星序向红巨星过渡，过程进行到一定程度，氢区中心的温度将达到氢点火的温度，于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段。
在恒星中心发生氦点火前，引力收缩以使它的密度达到了103g.cm-3的量级，这时气体的压力对温度的依赖很弱，那么核反应释放的能量将使温度升高，而温度升高反过来又加剧核反应速率，于是一旦点火，很快就会燃烧的十分剧烈，以至于爆炸，这种方式的点火称为"闪?quot;，因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大，后来又降的很低。
另一方面，当引力收缩时它的密度达不到103g.cm-3量级，此时气体的压力正比与温度，点火温度升高导致压力升高，核燃烧区就会有所膨胀，而膨胀导致温度降低，因此燃烧就能稳定的进行，所以这两种点火情况对演化进程的影响是不同的。
恒星在发生"氦闪光"之后又怎么演变呢？闪光使大量能量的释放很可能把恒星外层的氢气都吹走，剩下的是氦的核心区。氦核心区因膨胀而减小了密度，以后氦就有可能在其中正常的燃烧了。氦燃烧的产物是碳，在氦熄火后恒星将有一个碳核心区氦外壳，由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度，于是他就结束了以氦燃烧的演化，而走向热死亡。
由于引力塌缩与质量有关，所以质量不同的恒星在演化上是有差别的。
M<0.08M⊙的恒星：氢不能点火，它将没有氦燃烧阶段而直接走向死亡。
0.08<M<0.35M⊙的恒星：氢能点火，氢熄火后，氢核心区将达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。
0.35<M<2.25M⊙的恒星：它的主要特征是氦会点火而出现"氦闪光"。
2.25<M<4M⊙ 的恒星：氢熄火后氢能正常地燃烧，但熄火后，碳将达不到点火温度。这里的反应有：
在He反应初期,温度达到108K量级时，CNO循环产生的13C，17O能和4He发生新的(α,n)反应，形成16O和20Ne，在He反应进行了很长时间后，20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收两个4He形成的22Ne能发生(α,n)反应形成24Mg和25Mg等，这些反应作为能源并不重要，但发出的中子可进一步发生中子核反应。
4<M<8→10M⊙的恒星，这是一个情况不清楚的范围，或许碳不能点火，或许出现"碳闪光"，或许能正常地燃烧，因为这是最后的中心温度已较高，一些较敏感的因素，如：中微子的能量损失把情况弄得模糊了。
He反应结束后，当中心温度达到109K时，开始发生C,O,Ne 燃烧反应，这主要是C-C反应，O-O反应，以及20Ne的γ，α反应：
8→10M⊙<M的恒星：氢、氦、碳、氧、氖、硅都能逐级正常燃烧。最后在中心形成一个不能在释放能量的核心区，核心区外面是各种能燃烧而未烧尽的氢元素壳层。核燃烧阶段结束时，整个恒星呈现由内至外分层（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）结构。
4.恒星的终局
现在我们已经知道，对质量小于8→10M⊙的恒星，它会因不能到达下一级和点火温度而结束它的核燃烧阶段；对于质量更大的恒星，它将在核心区耗尽燃料之后结束它的核燃烧阶段，在这以后，恒星的最终归宿是什么?
一旦停止了核燃烧，恒星必定要发生引力收缩，这是因为恒星内部维持力学平衡的压力是与它的温度相联系的。因此，如果恒星在一?quot;最终"的平衡位形，它必须是一个"冷的"平衡位形，即它的压力与它的温度无关。
主序星核心H耗尽后，离开主序是阶段开始了它最后的历程。结局主要取决于质量。对于质量很小的星体由于质量小，物体内部的自引力并不重要，固体内部的平衡是正负离子间的净库仑引力于电子间的压力来达到平衡的。
当星体质量在大些，直到自引力不可忽略时，这时自引力加大了内部的密度和压力，压力的加大是物质发生压力电离，从而逐渐是固体的电约束瓦解，而过渡为等离子气体。加大质量，即加大密度，此时压力于温度无关，从而达到一种"冷的"平衡位形，等离子体内电子的动能一大足以在物质内部引起β衰变:
这里p是原子核中的质子，这样的反应大致在密度达到108 g.cm-3的时候，它将逐渐地是负离子体中的原子核变为富中子核，原子核中出现过多的中子，导致核结构松散，当密度超过4×1011g.cm-3是中子开始从原子核中分力出来，成为自由中子，自引力于中子间压力达到平衡。如果当质量变大使中子气体间压力已不能抵御物质自引力，而形成黑洞，但由于大多数恒星演化后阶段使得质量小于它的初始质量，例如恒星风，"氦闪光"，超新星爆发等，它们会是恒星丢失一个很大的百分比质量，因此，恒星的终局并不是可以凭它的初始质量来判断的，它实际上取决于演化的进程。那么我们可以得出这样的结论。8→10M⊙以下的恒星最终间抛掉它的一部分或大部分质量而变成一个白矮星。8→10M⊙以上的恒星最终将通过星核的引力塌缩而变成中子星或黑洞。
5.结尾
现在观测到的恒星质量范围为0.1→60M⊙质量小于0.08M⊙的天体不能达到点火温度。因此，不发光，不能成为恒星。质量大于60M⊙的天体中心温度过高而不稳定，至今尚未发现。
通过讨论我们大体可以了解到恒星的演化进程，主要经历：气体云→塌缩阶段→主序星阶段→主序后阶段→终局阶段。这对我们进一步了解恒星的演化有很重要的意义。
在地球上遥望夜空，宇宙是恒星的世界。
恒星在宇宙中的分布是不均匀的。从诞生的那天起，它们就聚集成群，交映成辉，组成双星、星团、星系……
恒星是在熊熊燃烧着的星球。一般来说，恒星的体积和质量都比较大。只是由于距离地球太遥远的缘故，星光才显得那么微弱。
古代的天文学家认为恒星在星空的位置是固定的，所以给它起名“恒星”，意思是“永恒不变的星”。可是我们今天知道它们在不停地高速运动着，比如太阳就带着整个太阳系在绕银河系的中心运动。但别的恒星离我们实在太远了，以至我们难以觉察到它们位置的变动。
恒星发光的能力有强有弱。天文学上用“光度”来表示它。所谓“光度”，就是指从恒星表面以光的形式辐射出的功率。恒星表面的温度也有高有低。一般说来，恒星表面的温度越低，它的光越偏红；温度越高，光则越偏蓝。而表面温度越高，表面积越大，光度就越大。从恒星的颜色和光度，科学家能提取出许多有用信息来。
历史上，天文学家赫茨普龙和哲学家罗素首先提出恒星分类与颜色和光度间的关系，建立了被称为“赫-罗图的”恒星演化关系，揭示了恒星演化的秘密。“赫-罗图”中，从左上方的高温和强光度区到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星密集区，我们的太阳也在其中；这一序列被称为主星序，90%以上的恒星都集中于主星序内。在主星序区之上是巨星和超巨星区；左下为白矮星区。
恒星诞生于太空中的星际尘埃(科学家形象地称之为“星云”或者“星际云”)。
恒星的“青年时代”是一生中最长的黄金阶段——主星序阶段，这一阶段占据了它整个寿命的90%。在这段时间，恒星以几乎不变的恒定光度发光发热，照亮周围的宇宙空间。
在此以后，恒星将变得动荡不安，变成一颗红巨星；然后，红巨星将在爆发中完成它的全部使命，把自己的大部分物质抛射回太空中，留下的残骸，也许是白矮星，也许是中子星，甚至黑洞……
就这样，恒星来之于星云，又归之于星云，走完它辉煌的一生。
绚丽的繁星，将永远是夜空中最美丽的一道景致。本回答被提问者和网友采纳