恒星的诞生

  恒星演化的简图。

原恒星

恒星演化开始于巨分子云的重力塌陷。典型的巨分子云直径大约100光年（9.5 × 10 千米），并且拥有6,000,000太阳质量（1.2 × 10 Kg）以上的质量。当它塌缩时，巨分子云会分裂成越来越小的许多片段。在每一个片段中，塌缩的的气体会以热能的形式释放出重力位能。随着它的温度和压力的增加，这些片段会凝结成一个被称为原恒星的超热旋转气体 。

进一步的发展与演化和恒星的质量有很密切的关连性；在下面，原恒星的质量都与太阳做比较：意味者以1太阳质量（2.0 × 10 Kg）作为基本的质量单位。

在巨分子云环绕星系旋转时，一些事件可能造成它的引力坍缩。 例如：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，这被称为博克球状体。

褐矮星和次恒星天体

大致上，质量低于0.08太阳质量（1.6 × 10 Kg）的原恒星永远达不到氢的核聚变所需要的温度与压力，它们被称为褐矮星。国际天文合会定义褐矮星的质量要足够引发氘融合，它们的质量大于13木星质量（13 M J {\displaystyle M_{J}} ，2.5 × 10 Kg，或0.0125太阳质量）。质量低于13木星质量的天体被归类为次褐矮星，但是如果它们绕着另一颗恒星，它们会被归类为行星 。这两种类型，无论是否有氘融合，光度都是很黯淡，并且生命期会持续很久，冷却的时间要以百万年为单位来计算。

氢融合

  在人马座的恒星密集区域。

质量更大的原恒星，核心的温度最终将达到1,000万K，启动了质子-质子链反应，将氢融合，先是成为氘，然后成为氦。在质量略超过1太阳质量的恒星，碳－氮－氧循环的核聚变反应占了能量来源的绝大部分。核聚变的启动，很快就会导致流体静力平衡的状态，由核心释放出来能量的辐射压力与物质施加在恒星的重力达成平衡，阻止了恒星进一步的重力坍缩。恒星迅速进入稳定的状态，因而开始其演化的主序星阶段。

一颗新诞生恒星的光谱类型与座落在赫罗图主序带上的某个特殊位置点上，都取决于恒星的质量。相对而言，质量越小、表面温度越低的红矮星，氢融合的速率越慢，停留在主序带上的时间可以长达数百亿年甚至更长的时间；而质量较大、表面温度高的超巨星，只要数百万年就会离开主序带。像太阳这种中等质量的恒星，停留在主序带的时间大约是100亿年左右。太阳被认为是在生命的中期，因此它目前是主序星。

WRLBVYHGBSGRSGAGBRG

不同质量的恒星在赫罗图上的演化轨迹。轨迹开始于恒星在主序带上的演化，终止于核聚变的停止。 黄色的轨迹显示太阳的演化；它在离开主序带阶段之后会沿着渐近巨星分支膨胀，这将是太阳的核聚变经历的最后阶段，然后成为红巨星。

恒星的成熟

最终，恒星会耗尽核心供应的氢燃料，并且离开主序带进行下一阶段的演化。没有氢融合在核心产生向外膨胀的压力来抵销重力的压缩，恒星会继续收缩，直到电子简并足以对抗重力，或是核心的温度热到足够开始进行氦融合反应（约100MK）。至于哪一种先发生就取决于恒星的质量。

低质量恒星

迄今尚未直接观查到低质量恒星在核聚变停止后发生的情形，因为宇宙被认定的年龄只有138亿年左右，比低质量恒星停止核聚变的时间还要短（在某些情况下，差异达到数个数量级）。

目前天文物理的模型认为0.1太阳质量的红矮星可以在主序带停留的时间在6兆至12兆年之间，而且温度和光度都会逐渐地增加，并且要耗费数千亿年的时间才会塌缩成白矮星 。这种恒星整体都是对流层，并且不会发展出简并状态的氦核与氢燃烧的壳层，或是不会将整颗恒星变成氦，所以它们不会膨胀成为红巨星。

 主序星内部的结构。对流层以回转的箭头符号表示，辐射层以红色的闪电符号表示。左边是低质量的红矮星，中间是中等质量的黄矮星，右边是大质量的蓝色主序星。

质量略大些的恒星可以膨胀成为红巨星，但是没有足够的质量让氦核达到氦融合所需要的温度，所以它们不会抵达红巨星分支顶端的温度。当氢壳燃烧完后，这些恒星会像渐近巨星分支中的恒星一样离开红巨星分支，但是最后会因为较低的温度和光度而成为白矮星 。质量大约是0.5太阳质量的恒星将能够达到氦融合所需要的温度，因此中等质量的恒星可以进一步超越红巨星分支演化的阶段。。

中等质量恒星

 猫眼星云，是由与太阳有着相似质量的恒星演化成的行星状星云。

质量在0.5–10太阳质量的恒星会演化成红巨星，它们是非主序带恒星，在恒星光谱类型上是K或M类。红巨星的颜色是红色，而且有很大的光度，因此位置在赫罗图的右上角。他们的例子包括金牛座的毕宿五和牧夫座的大角星。所有的红巨星都有呆滞的核心和燃烧的氢壳层：同心壳层的最顶层仍然会将氢燃烧成氦。

中等质量恒星演化成的红巨星在主序后的演化分成两个阶段：其惰性的核心是氦的红巨星分支恒星，和惰性的核心是碳的渐近巨星分支恒星。渐近巨星分支的恒星在燃烧氢的壳层之内还有燃烧氦的壳层，而红巨星分支的恒星只有燃烧氢的壳层 。无论在哪一种状态，在含氢壳层中加速的燃烧都会立即超越核心，并且导致恒星的膨胀。外层远离核心向外的膨胀，减少了引力对它们的作用，因此它们的膨胀会比能量增加所导致的更快。这会导致恒星表面温度的下降，恒星的外层也会变得比在主序带时的更红。

红巨星分支阶段

红巨星阶段是紧接在离开主序带之后的阶段。起初，因为核心内部的压力还不足以平衡重力，红巨星分支恒星的核心会塌缩。这种重力塌缩释放的能量立即加热惰性核心外围的氢壳层，使得同心壳层内的氢继续燃烧。只有几个太阳质量的红巨星，核心会继续塌缩，直到密度足以使电子的简并压力抗拒重力时才会停止塌缩。一旦出现这种情况，核心便达到流体静力平衡：电子的简并压力就足以平衡重力的压力 。核心的引力压缩着紧贴在核心外的氢壳层，会使氢燃烧的速率比相同质量的主序星更为快速。这反而使恒星更为明亮（亮度可以增加1,000-10,000倍）并且膨胀；膨胀的程度超过光度的增加，造成有效温度的下降。

  类太阳恒星的演化。

恒星膨胀的外层是对流的，湍流让接近燃烧区域的物质上升至恒星的表面，并和表面的物质混和。除了低质量的红矮星之外，所有恒星的燃烧依然深入在恒星内部的这一点，所以对流是恒星演化中首度使内部由燃烧产生的物质能在表面上被观测到。在演化的这个阶段，结果是很难以捉摸的，最大的影响是对氢和氦的同位素，开始无法观测到。碳氮氧循环出现在表面的效果是降低了 C/ C的比率，并且改变了碳和氮的比例。这些都可以使用光谱仪在许多演化中的恒星检测出来。

当围绕着核心的氢被开始被消耗，核心会吸收残余的氦，使得核心进一步的被压缩，从而导致剩余的氢以更快的速度燃烧。这最终会导致氦融合（其中包括3氦过程）在核心点燃。质量比太阳略大一点的恒星，可能需要耗费十亿年或更长的时间才能达到引燃氦融合的温度。

当核心的温度和压力足以点燃和融合时，如果核心是在电子简并压力的支撑下（恒星质量低于1.4太阳质量），将会发生氦闪。质量更大的恒星，相对的会更快点燃氦燃烧。即使发生氦闪，非常迅速释放的能量（数量级大约是10 太阳能量）是很短暂的，所以可见恒星的外层相对的并不会受到干扰 。氦融合释放的能量造成核心的膨胀，所以覆盖在核心外层的氢融合速率会减缓，产生的总能量因而会下降。恒星因而收缩，但是并非完全朝向主序带，而是在赫罗图的水平分支上迁移，半径逐渐萎缩而表面的温度增加。核心的氦闪结束了红巨星分支的演化。但是在它们演化出碳氧的核心并开始氦壳层的燃烧之前，不会迁移到更高的温度。 这些恒星通常是观测中见到的红群聚，在颜色-光度图中的集团，比红巨星热但较黯淡。质量越大的恒星氦核也会越大，沿着水平分支移动到更高的温度，有些会演变成在黄不稳定带（天琴座RR变星）的不稳定脉动星；有些会变得炙手可热，可以在水平分支上形成蓝尾或蓝钩。水平分支的确切型态取决于一些参数，像是金属量、年龄、和氦的含量，但确切的细节仍需要进一步的模拟 。

渐近巨星分支阶段

在一颗恒星耗尽了核心的氦之后，氦融合会在碳氧核心周围炙热的氦气壳中继续进行。恒星遵循赫罗图上平行于原先的红巨星，但是能量孳生的更快的渐近巨星分支轨迹继续演化（能持续的时间也较短） 。虽然氦继续在壳层中燃烧，但主要的能量还是来自更接近恒星表面的氢燃烧壳层中产生。氦从氢燃烧壳层滴入较近中心的氦壳层，周期性的使向外输出的能量急剧的增加。这被称为热脉动，发生在渐近巨星分支的阶段，有时甚至在进入后渐近分支阶段才会发生。依据质量和组成，可能会有数次到数百次的热脉动。

在渐近巨星分支的上升阶段，会形成深入的对流带能将和新的碳带至表面，这被称为二度疏浚，有一些恒星甚至可能有三度疏浚。在这种方法下会形成碳星，非常低温和非常红的恒星，光谱中并显示出强烈的碳谱线。一个被称为热底燃烧的过程可能在碳被疏浚到表面之前将碳转换成氧和氮，特别是在碳星簇中，这些过程之间的交互作用决定了观察到的光度和光谱 。

另一类众所周知的渐近巨星分支恒星是米拉变星，它们的脉动有着明确的周期性，从数十天到数百天不等，并且有大到10星等的亮度变化（在可见光，总光度的变化则小了许多）。在质量越大的恒星，恒星会变得越明亮，而脉动的周期也越长，导致质量的损失增加，在可见光的波长上也变得更加不透明。这种恒星在观测上是OH/IR星，在远红外线的的脉动上显示OH迈射的活动。对比于碳星，这一类恒星显然有丰富的氧，但两者都是由疏浚造成的。

这些中等质量的恒星最终会抵达渐近巨星分支的顶端，并且从仍在燃烧的壳层中继续运。他们没有足够的质量全面性的启动碳燃烧，所以它们会再收缩，再经历一段后渐近巨星分支阶段，中心极热恒星产生的强烈星风和行星状星云。然后，中心的恒星会成为白矮星；依据恒星的类型，被逐出的气体有比较丰富的在恒星内部创造的重元素，尤其是丰富的氧和碳。这些气体在恒星周围建立起被称为星周包层的壳层，允许尘埃颗粒和分子的形成。来自中央恒星的高红外线能量输入，是这些星周包层形成迈射激发的理想条件。

一旦后渐近巨星分支的演化开始，很可能热脉动也就开始了，因而产生了各式各样不寻常和所知很少的恒星，像是被称为再生渐近巨星分支的恒星 。这些可能会导致极端的水平分支星（次矮B星）、欠缺氢的后渐近巨星分支星、可变行星状星云的中心恒星、和北冕座R变星。

大质量恒星

 蟹状星云是一颗恒星爆炸成为超新星之后粉碎的残骸，它的光辉在公元1054年抵达地球。

对大质量恒星，在电子简并压力能够取得优势之前，核心就已经大到足以点燃氦融合和氢壳层的燃烧。因此，当这些恒星膨胀和冷却时，它们的亮度比低质量恒星亮不了多少；然而，在开始的阶段它们会比低质量恒星亮许多，也会比低质量恒星形成的红巨星明亮。这些恒星不太可能在成为红超巨星之后还活着，取而代之的是它们将摧毁自己成为II型超新星。

质量特别大的恒星（大约超过40倍太阳质量），会非常明亮和有着相当高速的恒星风。在它们膨胀成为红超巨星之前，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，因此恒星质量的上限大约在100-150太阳质量。虽然质量较低的恒星通常不会如此快的烧掉外壳，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 。

当从氢融合壳层的基部获得融合成的氦时，核心会成长与逐渐变得更热和更密集。在大质量的恒星，电子简并压力本身不足以阻止重力崩溃，所以当每一种在核心被消耗掉的元素，进一步被点燃生成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）。

质量达到某种程度时（估计是2.5倍太阳质量，并且原本的质量大约是10倍太阳质量），核心的温度可以达到光致破坏的温度（大约是1.1GK），氖会有部分被破坏形成氧和氦，而氦又会立刻和残余的氖融合成镁；然后氧融合形成硫、硅和少量其他的元素。最后，温度会高到每一种元素都会有一部分被破坏的高温，通常这些元素会释放出立刻会前它元素融合的α粒子（氦核）。所以，有一些原子核能有效的重新组合成数量较少且较重的原子核，而因为组成额外的片段所释放出的能量多于打破母原子核消耗的能量，因此净能量是增加的。

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） 。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），可能在重力崩溃之前短暂的期间内对总能量的产生造成重大的冲击 。这可能对其后的超新星所抛出的元素和同位素的丰度都有值得注意的影响。

超新星

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-奥本海默-沃尔科夫极限的情况下）。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形成Ib、Ic或II型超新星。只知道在核心崩溃时，就像在超新星SN 1987A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，创造出一系列比铁重的元素，包括放射性物质铀在内（如下） 。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，某一些同位素与有些稳定或长寿的同位素）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，因此无法单独的用超新星或红巨星弹射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，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，但仍不能充分解释观测到抛射出的物质所携带的能量 。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，在观测上氧氖镁核心崩溃所产生的超新星可能与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） 。

目前存在的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，导致不稳定对，事后不会留下包括黑洞在内的任何残骸 。在宇宙过去的历史中，有些恒星可能比现存质量最大的恒星还要巨大，并且它们在结束生命时可能会由于光致蜕变立即塌缩成为黑洞。

恒星残骸

当一颗恒星耗尽了供应的燃料之后，依据它在生命期的质量，它的残骸可以是下面三种型态之一。

白矮星和黑矮星

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恒星的电子产生的简并压力达到平衡，这是包立不相容原理导致的结果。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，针对给定的化学组成，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。

白矮星在刚形成时有着非常高的温度，表面的温度可以超过100,000K，它的内部则更为炙热。它实在是太热了，因此在它存在的最初1,000万年大部分的能量是以微中子的形式失去的，但绝大部分的能量是在之后的十亿年中流失 。

白矮星的化学成分取决于它的质量。一颗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，成为主要成分是氧、氖和镁的白矮星。在失去足够的质量，使它的质量低于钱德拉塞卡极限（见下文），和碳燃烧不是非常猛烈的条件下，使它不至于成为一颗超新星 。一颗质量的数量级与太阳相同的恒星无法点燃碳融合，因此生成的白矮星主要由碳和氧组成，并且因为质量太低，除非之后能增加质量，否则即无法产生重力崩溃（见下文）。质量低于0.5太阳质量的恒星，连氦燃烧都不能点燃（见前文），因此形成白矮星后的主要成分是氦。

在最后，所有的白矮星残骸都将变成冰冷且黑暗，通常被称为黑矮星的天体。但是宇宙现在还不够老，还不足以产生黑矮星这种天体。

如果白矮星的质量增加至超越钱德拉塞卡极限，主要成分是碳、氧、氖、和/或镁的白矮星，该极限是1.4太阳质量，则电子简并压力会因为电子捕获而失效，并导致恒星塌缩。取决于化学成分和核心的前塌缩温度，核心可能会塌缩成为一颗中子星，或是因为失控而引燃碳和氧的燃烧。因为需要较高的温度才能重新点燃核心的燃料，所以质量越重的元素越倾向于恒星塌缩；而因为电子被捕获进入这些元素会使核聚变更容易被点燃，因此核心温度越高的越倾向失控的核聚变再反应，这会阻止核心的崩溃并导致Ia超新星的形成 。即使标志大质量恒星死亡的II型超新星释放出的总能量更多，但这一类型的超新星仍比II超新星亮许多。这无能为力的崩溃意味着不存在比1.4倍太阳质量更大的白矮星（只有超高速自转的白矮星可能例外，因为其离心力抵消了部分的质量）。联星之间的质量转移可能会产生质量超过钱德拉塞卡极限的白矮星，因而产生不稳定的状况。

如果是在一颗白矮星和一颗普通的恒星构成的密近联星系统中，来自普通恒星的氢会在白矮星周围形成吸积盘，因而使得白矮星的质量增加，直到白矮星的温度引发失控的核反应。但在白矮星的质量未达到钱德拉塞卡极限之前，这种失控只会形成新星。

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。

当恒星的核心崩溃时，压力造成电子捕获，因而使得大多数质子都转变成为中子。原本使原子核保持分离的电磁力都消失了（按比例，如果原子核的大小像极小的灰尘，原子将有如一个足球的竞赛场那么大），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)，那么大多数恒星的核心就成为只有中子的致密球体（就像是一个巨大的原子核），覆盖着薄薄的一层简并态物质（主要是铁和其它后来添加的物质）。中子也遵循包立不相容原理，以类似于电子简并压力但是更为强大的力，来抗拒进一步的压缩。

这种恒星被称为中子星，有着极高的密度，所以它们非常的小，大小不会超过一个大城市，直径只有10公里的数量级。它们的自转周期由于恒星剧烈的收缩而变得很短（因为角动量守恒）；观察到的中子星自转周期范围从1.5毫秒（每秒钟超过600转）到几秒 。随着这些恒星快速的自转，每当恒星的磁极朝向地球时，我们就会接收到一次脉冲的辐射。像这样的中子星被称为波霎，第一颗被发现的中子星就是这种型态的。检测来自波霎的电磁波辐射，通常大部分是无线电波，但也曾观测到波长在可见光、X射线、和γ射线波段的波霎 。

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个太阳质量之间。

黑洞是广义相对论所预测的天体。依据古典的广义相对论说法，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。目前天文学上的观测和理论也都支持宇宙中存在着黑洞。

由于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不稳定的中子星，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。

模型

恒星演化模型是一个可以用来计算恒星演化阶段，从其形成直到成为残骸的数学模型。恒星的质量和化学组成是输入的项目，亮度和表面温度是仅有的限制。模型所依据的是物理学上的公式，通常都假定是在流体静力平衡状态。然后广泛的使用电脑来计算，随着时间的推移，恒星产生的变化状态。可以用来确定恒星在赫罗图跨越演化轨迹的关系图，以及其他属性不段变化的表 。精确的模型可以经由它们物理性质的比较，以及它们所匹配的演化轨迹，用来估计这颗恒星当前的年龄 。

相关条目

星系的形成和演化

核合成

标准太阳模型

恒星天文学年表

进阶读物

Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes, Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland

Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University

Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution 2nd. Springer-Verlag. 2004. ISBN 0-387-20089-4

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