银河系的星星为什么会发光？
恒星的两个重要特征是温度和绝对星等。大约100年前，丹麦的艾纳·赫茨普龙和美国的亨利·诺利斯·罗素绘制了图表，以找出温度和亮度之间是否存在关系，这被称为赫罗图或H-R图。在H-R图中，大多数恒星形成一个对角线区域，在天文学上称为主星序。在主序中，当恒星的绝对星等增加时，
恒星的演化
它的表面温度也会升高。90%以上的恒星都属于主序，太阳也是这些主序之一。巨星和超巨星在H-R图的右边。白矮星表面温度虽然高，但亮度并不大，所以只在图的中下部。
恒星的演化是恒星在其一生中(发光发热期)的不断变化。寿命因恒星的大小而异。单个恒星的演化不可能被完全观测到，因为这些过程可能太慢而无法被探测到。因此，天文学家观察许多处于不同生命阶段的恒星，并用计算机模型模拟恒星的演化。
天文学家hertzsprung和哲学家Russell首先提出了恒星分类与颜色和光度的关系。
明星英雄
系统，建立了名为“赫尔佐格-罗托”的恒星演化关系，揭示了恒星演化的秘密。在“Herro-Roto”中，从左上方的高温强光区到右下方的低温弱光区，是一个狭窄的恒星密集区，我们的太阳也在其中；这个序列称为主序，90%以上的恒星都集中在主序中。主序区上方是巨星和超巨星区；左下方是白矮星区域。
天文学家可以通过观察恒星的光谱、光度和在空间的运动来测量恒星的质量、年龄、金属含量和其他许多属性。恒星的总质量是决定恒星演化和最终命运的主要因素。其他特征，包括直径，旋转，运动和温度，都可以在进化史中测量。描述许多恒星温度与光度关系的图，即赫罗图(HR图)，可以测量恒星的年龄和演化阶段。
恒星在星系中的分布并不均匀，大多数恒星都会受到引力的影响形成多颗恒星，比如双星、三胞胎，甚至是由数万到数百万颗恒星组成的星团。当两颗双星的轨道非常接近时，它们的引力可能会对它们的演化产生很大的影响。[4]例如，一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体，成为一颗新的恒星。
形式
当宇宙发展到一定时期，宇宙中充满了均匀的中性原子气体云，而大质量的气体云是由于自身
奇怪的星星(13张照片)
引力不稳定导致坍缩。这样，恒星就进入了形成阶段。坍缩初期，气体云内部的压力很小，物质在自身重力的作用下加速向中心下落。当物质的线性度缩小了几个数量级，情况就不一样了。一方面，气体的密度急剧增加。另一方面，由于失去的重力势能部分转化为热能，气体的温度也大大提高了。气体的压力与其密度和温度的乘积成正比，所以在坍缩过程中压力增加得更快。这样就在气体内部迅速形成了足以与自引力抗衡的压力场。
星坯的机械平衡是由内部压力梯度和自身引力引起的，但压力梯度的存在依赖于内部温度的不均匀性(即星坯中心的温度高于外围)，所以在热量方面是一个不平衡的系统，热量会从中心逐渐流出。这种热量平衡的自然趋势在力学中起着削弱作用。因此，星坯必须缓慢收缩，其引力势能降低使温度升高，从而恢复力学平衡；同时也通过降低引力势能来提供星坯辐射所需的能量。这是恒星空白演化的主要物理机制。
最新观测发现恒星S1020549。
让我们用经典的引力理论粗略地讨论一下这个过程。考虑密度为ρ，温度为t，半径为r的球形气体云系，气体的热运动能:
ET= RT= T
(1)气体视为单原子理想气体，μ为摩尔质量，R为气体的普适常数。
为了得到气云球的引力能Eg，想象一下曲球的质量一点一点向无穷大移动，场力的功等于-eg .当球的质量为m，半径为r时，场力在将dm从表面移走的过程中做功:
dW=- =-G( )1/3m2/3dm
(2)所以:-Eg=- ()1/3m2/3dm= G( M5/3
因此:Eg=- (2)，[3]
气体云的总能量:E=ET+EG (3)
灵魂星云将形成一个新的星球
热运动使气体均匀分布，重力使气体集中。两者一起工作。当E & gt0点，热运动占主导，气云稳定，小扰动不会影响气云平衡；当e
(4)相应气体云的临界质量是:
(5)原始气体云密度小，临界质量大。所以很少有恒星是单独产生的，大部分是由一群恒星一起形成星团产生的。球状星团可以包含10 5 → 10 7颗恒星，可以认为是同时发生的。
我们知道:太阳的质量:mθ = 2× 10 33，半径r = 7× 10 10。我们带入(2)可以得到太阳收缩到今天的状态所释放的引力能量。
太阳的总光度L = 4× 10 33尔格。S-1如果这个光度是由重力作为能量维持的，那么持续时间就是:
很多证明表明，太阳在今天的状态下已经稳定了5× 10 9年，所以恒星空白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的过渡阶段。这就提出了一个新的问题，恒星毛坯的引力收缩是如何停止的？之后，太阳辐射的能量来源是什么？
固定相
主序星收缩期间，密度增加。我们知道ρ∝r-3由式(4)给出，rc ∝ R3/2，所以rc比R下降得快，一部分收缩气云达到新条件下的临界值。小小的扰动就可能造成新的局部坍塌。这样，在一定条件下，大的气体云收缩成一个凝聚体，成为原恒星。原恒星吸收周围的气体云后，继续收缩，表面温度不变，中心温度不断上升，引起温度、密度、气体成分的各种核反应。产生的热能使温度上升极高，气体压力抵抗引力使原恒星稳定成恒星，恒星的演化从主序星开始。
哈勃观察到两颗燃烧的巨星。
明星多由H和He组成。当温度达到104K以上，即粒子平均热动能达到1ev以上时，氢原子通过热碰撞完全电离(氢的电离能为13.6eV)。温度进一步升高后，等离子体气体中氢核之间的碰撞可能会引起核反应。对于含有纯氢的高温气体，最有效的核反应系列是所谓的P-P链:
主要反应是2D(p，γ)3He反应。D(氘，氢的同位素，由一个质子和一个中子组成)的含量只有氢的10-4%左右，很快就会燃尽(其原理类似于现代氢弹武器)。如果D大于3He(氦3，氦的同位素，由两个质子和1个中子组成)开始时，反应产生的3H(氚和氢的同位素，由1个质子和两个中子组成，将衰变成氦3)可能是恒星早期3He的主要来源，这种通过对流到达恒星表面的3He仍可能保留。
Li、Be、B等轻核的结合能和D一样低，含量只有h的2×10-9K左右，当中心温度超过3×106K时，它们开始燃烧，引起(p，α)和(p，α)反应，很快变成3He和4He。当中心温度达到107K，密度达到约105kg/m3时，生成的氢气转化为he的41H→4He过程。这主要是p-p和CNO周期。同时，包含1H和4He的是一个p-p链式反应，它由以下三个分支组成:
P-p1(仅1H) p-p2 (1H和4he同时)P-P3。
或者假设1H和4He的重量比相等。随着温度的升高，反应从p-p1逐渐过渡到p-p3。
而当T & gt当温度为1.5×107K时，恒星燃烧H的过程可以过渡到CNO循环。
当恒星与重元素C和N混合时，它们可以作为催化剂将1H变成4He，这就是CNO循环，它有两个分支:
或者总反应速率取决于最慢的14N(p，γ)15O和15N的(p，α)和(p，γ)反应分支的比值，约为2500: 1。
这个比率几乎与温度无关，所以2500个CNO循环中有一个是CNO-2。
在p-p链和CNO循环过程中，净效应是H燃烧生成he:
在释放的26.7MeV能量中，大部分被消耗为给恒星加热和发光，成为恒星的主要来源。
我们前面提到恒星的演化是从主序开始的，那么主序是什么呢？当H稳定燃烧成He时，该星成为主序星。已经发现80%到90%的恒星都是主序星，它们的共同特点是核心区域都是氢在燃烧，它们的光度、半径、表面温度都不一样。后来证明主序星的数量差异主要是质量，其次是年龄和化学成分。太阳的运行周期大约是一千万年。
观测到的主序星最小质量约为0.1M⊙。模型计算表明，当质量小于0.08M⊙时，恒星的收缩不会达到氢的点火温度，因此不会形成主序星，说明它对主序星有一个质量下限。观测到的主序星最大质量大约是几十个太阳质量。理论上质量太大的恒星辐射很强，内部能量过程非常剧烈，所以结构更不稳定。但是理论上没有绝对的质量上限。
在对一个星团进行统计分析时，人们发现主序星存在一个上限。这是什么意思？我们知道，主序星的光度是质量的函数，这个函数可以用幂来分段表示:
l∧mν
其中υ不是常数，其值约为3.5至4.5。M反映了主序星有更多的质量可供燃烧，L反映了快速燃烧，所以主序星的寿命可以用M和L的商标来近似标注:
T∝M-(ν-1)
即主序星的寿命随着质量的增加按幂律递减。如果整个星团的年龄是t，那么从t和m的关系可以得到一个截止质量MT，质量大于MT的主序星已经结束了核心H燃期，而不是主序星，这就是为什么观测到大量同龄恒星组成的星团有上限的原因。
我们将讨论为什么大多数观测到的恒星是主序星。表1基于25M恒定燃烧阶段的点火温度(k)、中心温度(g cm-3)和持续时间(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
燃烧级总寿命为7.5×106。
恒星演化模型列出了各种元素的点火温度和燃烧持续时间。从表中可以看出，原子序数大的原子核点火温度较高，Z大的原子核不仅点火困难，而且点火后燃烧更剧烈，所以燃烧持续时间较短。在这个25M⊙表1 25M⊙恒星演化模型中，燃烧阶段的模型星总寿命为7.5×106年，90%以上的时间是氢燃烧阶段，即主星序阶段。从统计学上来说，这说明在主序阶段找到恒星的可能性更大。这就是大多数观测到的恒星都是主序星的基本原因。
晚年
主序后的演化由于恒星形成的主要成分是氢，而氢的点火温度低于其他元素，恒星演化的第一阶段始终是氢的燃烧阶段，即主序阶段。在主序阶段，恒星内部的压力分布和表面温度分布是稳定的，因此它的光度和表面温度在整个长阶段只有很小的变化。让我们来讨论一下，当核心区域的氢燃烧后，恒星将如何进一步演化。
在恒星燃烧完核心区域的所有氢气后，它会关闭。此时核心区域主要是燃烧的产物氦气，外围区域的物质主要是未燃烧的氢气。核心关闭后，恒星失去了辐射能，因此它的引力收缩是一个关键因素。一个核燃烧阶段的结束表明，恒星所有部分的温度都低于在那里点火所需的温度。引力收缩会使恒星各部分的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需的温度。引力收缩会提高恒星所有部分的温度。主序后的引力收缩首先点燃氦的不是核心区(它的点燃温度太高)，而是核心和外围之间的氢壳层。氢壳点燃后，此时的核心区，由于核心区释放的引力势能和燃烧氢释放的核能，外围未燃烧的氢层必然剧烈膨胀，即介质辐射变得更加透明，从而排出多余的热能维持热平衡。氢层的膨胀降低了恒星的表面温度，所以这是一个光度增大、半径增大、表面冷却的过程。这个过程就是恒星从主序到红巨星的转变。当这个过程进行到一定程度时，氢区中心的温度会达到氦点火的温度，然后会过渡到一个新的阶段——氦燃烧阶段。
在恒星中心发生氦点火之前，引力收缩使其密度达到103g的量级。厘米-3-3。此时气体的压力对温度的依赖性较弱，因此核反应释放的能量会使温度升高，进而加剧核反应速率。一旦点燃，它很快就会燃烧得如此猛烈，以至于爆炸。这种点火方式被称为“氦闪”，所以会现象级。
另一方面，当引力收缩时，其密度无法达到103g的量级。厘米-3-3。这时，气体的压力与温度成正比。当点火温度升高时，压力增大，核燃烧区扩大，而这种扩大又使温度降低，所以燃烧可以稳定进行。因此，这两种点火条件对演化过程的影响是不同的。
氦闪后恒星如何演化？闪光释放出大量能量，很可能将恒星外层的氢全部吹走，只剩下氦核。氦核区密度因膨胀而降低，未来氦可能在其中正常燃烧。氦燃烧的产物是碳。氦熄火后，恒星在碳的核心区域会有一个氦壳。因为剩余质量太小，达不到碳的点火温度，所以结束了用氦燃烧的进化，走向热死。
因为引力坍缩与质量有关，不同质量的恒星演化是不一样的。
M & lt0.08M⊙星:氢气无法点燃，没有氦气燃烧阶段会直接死亡。
0.08 & ltM & lt0.35M⊙星:氢气可以点火，氢气熄灭后，氢核区达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。
0.35 & ltM & lt2.25M⊙星:其主要特征是氦会点燃，出现“氦闪”。
2.25 & ltM & lt4M⊙ star:关闭氢气后氦可以正常燃烧，但关闭后碳达不到点火温度。这里的反应是:
在核反应初期，当温度达到108K的量级时，CNO循环产生的13C和17O可以与4He反应生成16O和20Ne。经过长时间的核反应，20Ne(p，γ) 26550。ν) 21Na和21Na中的14N吸收两个4He形成22Ne能量产生(α，n)反应形成24Mg和25Mg等。这些反应作为能源并不重要，但是放出的中子可以进一步产生中子核反应。
4 & ltM & lt8 → 65438+200m ⊙恒星，这是一个不清楚的范围。也许碳点不着，也许有“碳闪”，也许能正常燃烧，因为最终中心温度已经很高了，加上一些敏感因素，比如中微子的能量损失，使得情况变得模糊。
核反应后，当中心温度达到109K时，碳、氧和氖的燃烧反应开始，主要包括碳碳反应、氧氧反应和20Ne的γ、α反应；
8→10M⊙& lt；m的星星:氢、氦、碳、氧、氖、硅，能一步步正常燃烧。最后在中心形成一个无法释放能量的核心区，各种可燃但未燃烧的氢壳在核心区之外。核燃烧阶段末期，整颗恒星从内到外呈现层状结构(Fe、Si、Mg、Ne、O、C、he、H)。
结束
我们已经知道，对于质量小于8→10M⊙的恒星，由于达不到下一级和点火温度，将结束其核燃烧阶段。对于质量更大的恒星，它会在核心区域燃料耗尽后结束核燃烧阶段。之后，明星的最终归宿是什么？
小质量恒星(如太阳)最初会膨胀。在这个阶段，恒星被称为红巨星，然后它们会坍缩，变成白矮星，辐射并失去能量，然后变成黑矮星，最后消失。
太阳密度≥7 (8 → 10m ⊙)的大质量恒星
一旦核燃烧停止，恒星必须经历引力收缩，因为恒星内部维持机械平衡的压力与其温度有关。所以，如果恒星在a？quot最终的平衡构型必须是一个“冷”平衡构型，即它的压强和它的温度无关。
主序星核心H耗尽后，离开主序就是它最后历程的开始。胜负主要看质量。对于质量小的恒星，由于质量小，物体内部的自引力并不重要。固体内部的平衡是通过正负离子间的净库仑引力和电子间的压力实现的。
当恒星的质量较大时，直到不能忽略自引力，这时自引力使内部密度和压力增加，压力的增加就是物质的压力电离，逐渐导致固体的电约束解体，转变为等离子体气体。增加质量，也就是增加密度。此时压力与温度无关，从而达到“冷”平衡构型。等离子体中电子的动能大到足以在物质内部引起β衰变:
这里，P是原子核中的质子。当密度达到108 g. cm-3时，这种反应会使负离子体中的原子核逐渐变成富中子核，原子核中的中子过多，导致原子核结构变得松散。当密度超过4× 101g时。cm-3，中子会开始从原子核中分离出来。如果质量变大时，中子气体之间的压力无法抵抗物质的自引力，就会形成黑洞，但由于大多数恒星的质量在演化后期小于其初始质量，如恒星风、“氦闪”、超新星爆炸等，会损失恒星很大比例的质量。所以恒星的最终质量并不能通过它的初始质量来判断，实际上取决于演化过程。那么我们可以得出这样的结论。8→10M⊙以下的恒星最终会甩出部分或大部分质量，成为白矮星。8→10M⊙以上的恒星最终会通过恒星核心的引力坍缩成中子星或黑洞，即坍缩核心质量为1.44倍到3.2倍太阳质量的恒星最终会成为中子星，坍缩核心质量为3.2倍太阳质量的恒星最终会成为黑洞。
观测到的恒星质量范围一般为0.1→60M⊙。质量小于0.08M⊙的天体无法达到点火温度。所以，不发光就成不了明星。质量大于60M⊙的天体中心温度过高且不稳定，至今只发现不到20个天体。
变星等。
结构
根据实际观测和光谱分析，我们可以了解恒星大气的基本结构。一般认为，在某些恒星中，最外层有类似日冕的高温低密度日冕。它通常与星风有关。一些恒星发现了在日冕中产生一些发射线的色球层，内层大气吸收较高温度气体的连续辐射形成吸收线。人们有时把这层大气称为逆温层，发出连续光谱的高温层称为光球层。其实恒星光辐射形成的过程说明这层光球相当厚，每一层都有发射和吸收。光球层和逆温层不能完全分开。在太阳恒星的光球层中，有一个平均半径约为十分之一或更大的对流层。在上部主序星和下部主序星内部，对流层的位置是非常不同的。能量传输主要是光球层的辐射和对流层的对流。
对于光球层和对流层，我们经常使用根据实际测量的物理特性和化学成分建立的模型进行更细致的研究。基于流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设，我们可以建立一些关系来求解恒星不同区域的压力、温度、密度、不透明度、生产力和化学成分。在恒星的中心，温度可以高达几百万甚至上亿度，这取决于恒星的基本参数和演化阶段。在那里，有不同的能力反应。一般认为恒星是由星云凝聚而成，主序之前的恒星由于温度低，无法发生热核反应，只能靠引力收缩产生能量。进入主序后，中心温度高达700万度，氢聚合成氦的热核反应开始。这个过程很长，是明星一生中最长的阶段。氢气燃烧完成后，恒星会向内收缩，向外膨胀，演化成一颗巨大的红巨星，表面温度较低，可能会引起脉动。内部温度上升到近1亿度的恒星开始出现氦碳循环。在这些演化过程中，恒星的温度和光度按照一定的规律变化，从而在赫罗图上形成一定的轨迹。最后，一些恒星在超新星中爆炸，气体壳飞走，核心被压缩成中子星等致密恒星并趋于“死亡”(见恒星的形成和演化)。