恒星演化1
首先，恒星演化的概念
恒星演化是恒星诞生、成长、成熟、衰老和死亡的过程。恒星演化是一个非常缓慢的过程。天文学家根据对各种恒星的观测和理论研究，搞清楚了一颗恒星的整个生命是如何从孕育到诞生，再从成长到成熟，最后衰老死亡的。
恒星的寿命很长，在其生命的主要阶段演化也很慢。根据放射性元素的测定，地球的年龄已经有46亿年了。作为一颗恒星，太阳当然不会比地球年轻。和我们人类一样，明星也有自己的年龄，他们中有青年，有中年，有老年。一颗恒星的诞生和消亡需要几百万年甚至几百亿年。
第二，恒星的诞生
恒星的演化始于巨大的分子云。星系中大多数真空空间的密度约为每立方厘米0.1至1个原子，但巨型分子云的密度为每立方厘米数百万个原子。一个巨大的分子云包含几十万到几千万个太阳质量，直径50到300光年。
当巨大的分子云围绕星系旋转时，一些事件可能会导致它的引力坍缩。巨型分子云可能会相互碰撞，或者穿过旋臂的密集部分。附近超新星爆炸抛出的高速物质也可能是触发因素之一。最后，星系碰撞引起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使巨大的分子云碎片分解成更小的碎片。质量小于约50个太阳质量的碎片会形成恒星。在这个过程中，气体被释放的势能加热，角动量守恒也会导致星云开始旋转，然后形成原恒星。
恒星形成的初始阶段几乎完全被致密的星云气体和尘埃所覆盖。通常，产生恒星的恒星源将通过在周围明亮的气体云上产生阴影来观察，这被称为反光球。
质量非常小的原恒星无法达到足够的温度来启动氢的核聚变反应，它们会变成褐矮星。恒星和褐矮星的确切质量极限取决于化学成分。金属成分(相比之下比氦重的元素)越多，极限越低。金属成分与太阳相似的原恒星的极限约为0.075太阳质量。质量大于13木星质量(MJ)的褐矮星会发生氘聚变反应。一些天文学家认为这样的恒星可以被称为褐矮星，比行星大但比褐矮星小的天体被归类为亚恒星天体。这两种类型，无论能不能燃烧氘，光度都很暗淡，经过几亿年逐渐冷却，慢慢死亡。
质量更高的原恒星，其核心温度可以达到1000万K，可以启动质子-质子链式反应，将氢聚变为氘，然后是氦。在质量略大于太阳的恒星中，碳-氮-氧循环对能量产生的贡献相当大。核聚变的开始会导致流体静力平衡的短期丧失，流体静力平衡是核心向外的“辐射压力”和恒星质量造成的“重力压力”之间的平衡，以防止恒星进一步“重力坍缩”，但恒星迅速演化到稳定状态。
新的恒星以不同的大小和颜色诞生。光谱类型从高温蓝到低温红，质量从最低太阳质量的0.085到20倍太阳质量以上。恒星的亮度和颜色取决于表面温度，而表面温度是由其质量决定的。
这颗新星将会落在希罗多德主星序的一个特定点上。而小而冷的红矮星燃烧氢的速度较慢，可以在主序带停留数百亿年，而大质量而热的超巨星只能在主序带停留数百万年。像太阳这样的中型恒星在主序带停留约100亿年。太阳被认为处于其一生的中期，所以它仍然在主序带中。但是一旦恒星耗尽了其核心的大部分氢，它就会离开主序带。
第三，明星的成熟
根据恒星诞生时的质量，经过几百万年到几十亿年，核心中继续进行的核聚变反应在核心中积累了大量的氦。较重较热的恒星比较轻较冷的恒星产生氦的速度快。
密度高于氢的积累氦，由于自身的压缩和不断的核反应，逐渐增加。需要通过抵抗高温下压缩增加的重力来保持稳定的平衡。
最后，核心能量提供的氢会被耗尽，不会有氢核聚变到藐视重力的向外压力。它会收缩，直到电子的退化程度足以对抗重力，或者核心有足够的温度(1亿度)来燃烧氦。哪个会先发生取决于恒星的质量。
低质量恒星：低质量恒星停止通过核反应产生能量后会发生什么？目前无法直接知道：目前公认的宇宙年龄只有137亿年，比低质量恒星会停止核反应的时间要短(某些情况下要少几个数量级)，所以目前的理论都是基于计算机模拟。
质量小于0.5太阳质量的恒星，其核内氢聚变停止后，仅仅是因为没有足够的质量在核内产生足够的压力，所以无法进行氦核的聚变反应。它们会变成红矮星，就像比邻星一样，其中一些会比太阳长寿几千倍。根据目前的天体物理模型，一颗太阳质量为0.1的恒星可以在主序中停留长达6万亿年，需要数千亿年甚至更长时间才能慢慢坍缩成白矮星。如果恒星的核心变得停滞不前(人们认为它有点像现在的太阳)，它将一直被几个外层氢包围，这些氢可能是演化过程中产生的氢层。然而，如果恒星有完全的对流(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。中等尺度恒星：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着氢的氦核心。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。
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。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）。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。
