恒星是由熱氣體組成的，它們是可以自己發光的球形或類球形物體。由於星星離我們太遠，不借助特殊的工具和方法，很難發現它們在天空中的位置變化，所以古人把它們視為定星。太陽，我們太陽系的主星，是壹顆恒星。
1.1恒星演化
恒星結構恒星都是氣體行星。在晴朗無月的夜晚，沒有光汙染的地區，壹般人肉眼能看到6000多顆星星。借助望遠鏡，妳可以看到幾十萬甚至幾百萬個。估計銀河系大約有150-2000億顆恒星。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，恒星演化的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。
1.2恒星演化
恒星在其壹生中(發光和發熱的時期)的連續變化。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hertzsprung和哲學家Russell首先提出了恒星分類與顏色和光度的關系。恒星-希羅多德系統建立了壹種稱為“希羅多德”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。
1.3恒星形成
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。
最新觀測發現恒星S1020549。我們用經典的引力理論來粗略地討論這個過程。考慮密度為ρ，溫度為T，半徑為r的球形氣體雲系，氣體熱運動能:ET= RT= T (1)將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，設想曲球的質量壹點壹點地移向無窮大，場力的功等於-eg .當球的質量為m，半徑為r，從表面上去掉dm時，場力做功: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)。靈魂星雲會形成新的行星熱運動使氣體均勻分布和重力使氣體集中。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
1.4恒星穩定期
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。
哈勃觀察到兩顆燃燒的超星的大部分成分是H和he。當溫度達到104K以上，即粒子的平均熱動能達到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。對於純氫高溫氣體，最有效的核反應系列是所謂的P-P鏈，其中以2D(p，γ)3He反應為主。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。P-p鏈式反應發生在1H和4he同時含有時，由以下三個分支組成:p-p1(僅1H) p-p2 (1H和4He同時存在)P-P3或者假設1H和4He的重量比相等，隨著溫度的升高，反應逐漸從p-p1過渡到p-p3，而當T >: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混合後，可以作為催化劑將1H變成4He，這就是CNO循環。CNO循環有兩個分支:或者總反應速率取決於最慢的14N(p，γ)15O，15N (p，α)和(p，
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。
觀測到的主序星的最小質量約為0.1M。模型計算表明，當質量小於0.08M時，恒星的收縮達不到氫的點火溫度，所以不會形成主序星，說明它對主序星有質量下限。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，可以用壹個冪公式分段表示:L∝Mν。其中υ不是常數，其值約為3.5至4.5。M表示主序星有更多的質量可供燃燒，L表示燃燒快，所以主序星的壽命可以用M和L的商標來近似標記:T∝M-(ν-1)，即主序星的壽命隨著質量的增加按冪律遞減。如果整個集群的現有年齡是T，那麽可以從T和M之間的關系獲得截止質量MT..質量大於MT的主序星代替主序星結束了核心H燃階段，這也是觀測到大量同齡恒星組成的星團存在上限的原因。現在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)持續時間(yr)H:4×107 4 7×106。何:2×108 6×102 5×105 .丙:7×108 6×105 5×102。ne:1.5×109 4×106 .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。這張25M表1 25M恒星演化模型顯示，燃燒階段的模型星總壽命為7.5×106，90%以上的時間處於氫燃燒階段，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。
老年1.5星
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，都需要穿過外圍未燃燒的氫層，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。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:可以點燃氫氣。氫氣熄滅後，氫核區將達不到點火溫度，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，出現“氦閃”。2.25 & ltM & lt4M星:氫熄火後氦能正常燃燒，熄火後碳達不到點火溫度。這裏的反應是:he反應初期，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，He反應較長時間後，20NE (P，ν) 21Na和14N在21Na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→10M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: 8 → 10m的γ，α反應