恒星的一生.可以回答的来恒星一生的演变,由什么变成什么?为什么,最后边成什么?有知道的没?
来源：学生作业帮助网 编辑：六六作业网 时间：2024/12/19 15:43:01
恒星的一生.可以回答的来恒星一生的演变,由什么变成什么?为什么,最后边成什么?有知道的没?
恒星的一生.可以回答的来
恒星一生的演变,由什么变成什么?为什么,最后边成什么?有知道的没?
恒星的一生.可以回答的来恒星一生的演变,由什么变成什么?为什么,最后边成什么?有知道的没?
简单的说恒星起源于星云,由引力的作用,低密度处的物质向高密度的区域聚集.
随这中心物质密度的增加,其压力\温度也随之增加,物质不断向中心坍缩,当达到聚变反映的临界值,恒星聚变反映开始,恒星的一生开始了.同时,核聚变产生的能量阻止了恒星由于引力的坍缩,恒星也进入了一个相对稳定的时期.聚变反应由氢元素开始,陆续会形成氦,碳,氧等元素直到铁元素.铁不能参与聚变反映,随着铁元素的增加,恒星内部聚变产生的能量逐渐变小,无法与自身引力达到平衡,这导致了恒星剧烈的坍缩,核心产生巨大的压力,在极短的时间内发生超新星爆发.在恒星的核心,电子进入原子核,将质子转化为中子,恒星演化为中子星甚至是黑洞.
当然,以上几乎是极限条件,也就是说大质量的恒星演化过程.像太阳这种中等质量的恒星,由于质量小,无法达到相对较重元素的反应压力和温度,因此没有铁元素生成,尽而也就不会放生超新星爆发,而是在太阳的中心相对平静的形成一颗矮星,密度很高.这里面有一系列的质量关系,记不清了,要查查资料.这只能说是最粗略的恒星演化过程了,时间有限啊,只能写这么多了,希望有点儿用,
太阳这样的恒星是 ： 恒星--红巨星-白矮星-暗矮星
比太阳大的是： 大恒星--超红巨星--超新星--中子星或黑洞
星云受到某种力量而聚集在一起，经过核反应形成初生恒星，“成年”的恒星可保持上万年不变内部的请燃烧殆尽横行鼓成红巨星，横行把氦气转化为碳和氧气，核反应使恒星形成铁心。铁新崩溃恒星爆发成超新星，崩溃的恒星以中子星或黑洞存在。
恒星的诞生
在星际空间普遍存在着极其稀薄的物质，主要由气体和尘埃构成。它们的温度约10～100K，密度约10-24～10-23g/cm3，相当于1cm3中有1～10个氢原子。星际物质在空间的分布并不是均匀的，通常是成块地出现，形成弥漫的星云。星云里3/4质量的物质是氢，处于电中性或电离态，其余约?是氦以及极少数比氦更重的元素。在星云的某些区域还存在气态化合物分子，如氢分子、一氧化碳分子等...
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恒星的诞生
在星际空间普遍存在着极其稀薄的物质，主要由气体和尘埃构成。它们的温度约10～100K，密度约10-24～10-23g/cm3，相当于1cm3中有1～10个氢原子。星际物质在空间的分布并不是均匀的，通常是成块地出现，形成弥漫的星云。星云里3/4质量的物质是氢，处于电中性或电离态，其余约?是氦以及极少数比氦更重的元素。在星云的某些区域还存在气态化合物分子，如氢分子、一氧化碳分子等。如果星云里包含的物质足够多，那么它在动力学上就是不稳定的。在外界扰动的影响下，星云会向内收缩并分裂成较小的团块，经过多次的分裂和收缩，逐渐在团块中心形成了致密的核。当核区的温度升高到氢核聚变反应可以进行时，一颗新恒星就诞生了。'
主序星
恒星以内部氢核聚变为主要能源的发展阶段就是恒星的主序阶段。处于主序阶段的恒星称为主序星。主序阶段是恒星的青壮年期，恒星在这一阶段停留的时间占整个寿命的90%以上。这是一个相对稳定的阶段，向外膨胀和向内收缩的两种力大致平衡，恒星基本上不收缩也不膨胀。恒星停留在主序阶段的时间随着质量的不同而相差很多。质量越大，光度越大，能量消耗也越快，停留在主序阶段的时间就越短。例如：质量等于太阳质量的15倍、5倍、1倍、0.2倍的恒星，处于主序阶段的时间分别为一千万年、七千万年、一百亿年和一万亿年。
目前的太阳也是一颗主序星。太阳现在的年龄为46亿多年，它的主序阶段已过去了约一半的时间，还要50亿年才会转到另一个演化阶段。与其他恒星相比，太阳的质量、温度和光度都大概居中，是一颗相当典型的主序星。主序星的很多性质可以从研究太阳得出，恒星研究的某些结果也可以用来了解太阳的某些性质。
红巨星与红超巨星
当恒星中心区的氢消耗殆尽形成由氦构成的核球之后，氢聚变的热核反应就无法在中心区继续。这时引力重压没有辐射压来平衡，星体中心区就要被压缩，温度会急剧上升。中心氦核球温度升高后使紧贴它的那一层氢氦混合气体受热达到引发氢聚变的温度，热核反应重新开始。如此氦球逐渐增大，氢燃烧层也跟着向外扩展，使星体外层物质受热膨胀起来向红巨星或红超巨星转化。转化期间，氢燃烧层产生的能量可能比主序星时期还要多，但星体表面温度不仅不升高反而会下降。其原因在于：外层膨胀后受到的内聚引力减小，即使温度降低，其膨胀压力仍然可抗衡或超过引力，此时星体半径和表面积增大的程度超过产能率的增长，因此总光度虽可能增长，表面温度却会下降。质量高于4倍太阳质量的大恒星在氦核外重新引发氢聚变时，核外放出来的能量未明显增加，但半径却增大了好多倍，因此表面温度由几万开降到三、四千开，成为红超巨星。质量低于4倍太阳质量的中小恒星进入红巨星阶段时表面温度下降，光度却急剧增加，这是因为它们外层膨胀所耗费的能量较少而产能较多。
预计太阳在红巨星阶段将大约停留10亿年时间，光度将升高到今天的好几十倍。到那时侯，地面的温度将升高到今天的两三倍，北温带夏季最高温度将接近100℃。
大质量恒星的死亡
大质量恒星经过一系列核反应后，形成重元素在内、轻元素在外的洋葱状结构，其核心主要由铁核构成。此后的核反应无法提供恒星的能源，铁核开始向内坍塌，而外层星体则被炸裂向外抛射。爆发时光度可能突增到太阳光度的上百亿倍，甚至达到整个银河系的总光度，这种爆发叫做超新星爆发。超新星爆发后，恒星的外层解体为向外膨胀的星云，中心遗留一颗高密天体。
金牛座里著名的蟹状星云就是公元1054年超新星爆发的遗迹。超新星爆发的时间虽短不及1秒，瞬时温度却高达万亿K，其影响更是巨大。超新星爆发对于星际物质的化学成分有关键影响，这些物质又是建造下一代恒星的原材料。
超新星爆发时，爆发与坍塌同时进行，坍塌作用使核心处的物质压缩得更为密实。理论分析证明，电子简并态不足以抗住大坍塌和大爆炸的异常高压，处在这么巨大压力下的物质，电子都被挤压到与质子结合成为中子简并态，密度达到10亿吨/立方厘米。由这种物质构成的天体叫做中子星。一颗与太阳质量相同的中子星半径只有大约10千米。
从理论上推算，中子星也有质量上限，最大不能超过大约3倍太阳质量。如果在超新星爆发后核心剩余物质还超过大约3倍太阳质量，中子简并态也抗不住所受的压力，只能继续坍缩下去。最后这团物质收缩到很小的时候，在它附近的引力就大到足以使运动最快的光子也无法摆脱它的束缚。因为光速是现知任何物质运动速度的极限，连光子都无法摆脱的天体必然能束缚住任何物质，所以这个天体不可能向外界发出任何信息，而且外界对它探测所用的任何媒介包括光子在内，一贴近它就不可避免地被它吸进去。它本身不发光并吞下包括辐射在内的一切物质，就象一个漆黑的无底洞，所以这种特殊的天体就被称为黑洞。黑洞有很多奇特的性质，对黑洞的研究在当代天文学及物理学中有重大的意义。
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刚开始的几亿年的时间里属于行星，他的情况和现在的木星一样，他不断地吸取和制造核聚变的元素，又过了十亿年左右终于爆成为早期恒星，早期的恒星极不稳定，上面经常发生大爆炸，有的恒星甚至可能被炸毁，这段时间大约持续十亿年左右，当恒星过完五十亿岁生日的时候终于变成了现在的太阳，这段时间恒星是他一生中最辉煌的时候，他象宇宙空间大量输送光和热，但是好景不长，恒星到了老年时期，他脾气极度暴躁，于是超新星爆发了，恒...
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刚开始的几亿年的时间里属于行星，他的情况和现在的木星一样，他不断地吸取和制造核聚变的元素，又过了十亿年左右终于爆成为早期恒星，早期的恒星极不稳定，上面经常发生大爆炸，有的恒星甚至可能被炸毁，这段时间大约持续十亿年左右，当恒星过完五十亿岁生日的时候终于变成了现在的太阳，这段时间恒星是他一生中最辉煌的时候，他象宇宙空间大量输送光和热，但是好景不长，恒星到了老年时期，他脾气极度暴躁，于是超新星爆发了，恒星变成了红巨星，接着大爆炸，如果质量够大的话就会变成黑洞
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恒星的形成 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 星坯
主序星 提到恒星的演化是从主星序开始的
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。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...
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恒星的形成 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 星坯
主序星 提到恒星的演化是从主星序开始的
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。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。
恒星的终局
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。
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。
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How About Stars Growing
Chai Xuguang
(The Physics Department Of Baoji College Of Arts And Science)
Abstract:Stars is playing a important role in the universe .That star come i...
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How About Stars Growing
Chai Xuguang
(The Physics Department Of Baoji College Of Arts And Science)
Abstract:Stars is playing a important role in the universe .That star come into being and it's growing is wonderfoul , they are important in universe constitute and growing .That it takes shape is begining with hydrogen is burned stable .Hot nucleus reaction is the conditon that stars keep it long time . As the hot nucleus reaction end ,it signs that the star will be die .The formation and evolution of star were analysed discussed .
Key words: Star,Shrink, Main order sparkle,Hydrogen born, Helium sparkle
1．引言：
同一切物质一样，恒星也有它的发生，发展和死亡的过程。宇宙中绝大多数元素都是在恒星诞生，演变过程中产生的，所以称恒星为炼制元素的坩锅，因此研究恒星具有很重要的意义。然而对于一颗类似于太阳的恒星，它一但形成，将约在1010年的时间内不会有显著变化。这就给人们研究恒星的演变造成困难。在20世纪初,Hertzsprung和Rusell，他们通过对大量资料作出科学的统计分析，得到恒星的演化规律。但本文则通过物质运动普遍遵循的物理规律，用理论物理的方法来推测恒星应当如何从一种状态向另一种状态过渡，从而预言出恒星演化的全过程。20世纪初，经典先驱者Emden,Eddington等人仅从恒星自引力作用下达到力学平衡的气体球角度，去了解恒星的内部密度、温度和压力的分部。后来Gammow,Beth等人弄清了发生在星核区的热核反应是恒星辐射的主要能源，从而人们对恒星的演化又有了更深一步的了解。
2．恒星的演化过程
2．1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？
2．2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 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。
2．3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
4
8→10M⊙
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。
3．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。
收起
这个，我就说请参照百度百科了。。。 恒星http://baike.baidu.com/view/1538.htm# 恒星演化http://baike.baidu.com/view/448972.htm 另附演化图
1，很小的星云——原恒星——棕矮星——黑矮星
2，小星云——原恒星——主序前星——红矮星——白矮星——黑矮星
3，中等星云——原恒星——主序前星——黄矮星——红巨星——行星状星云---白矮星——黑矮星
4，大于太阳质量10倍的大星云——原恒星——主序前星——蓝矮星——红巨星---超巨星——超新星——中子星（脉冲星）
5，大于太阳质量30倍小于120倍的特大星云——原...
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1，很小的星云——原恒星——棕矮星——黑矮星
2，小星云——原恒星——主序前星——红矮星——白矮星——黑矮星
3，中等星云——原恒星——主序前星——黄矮星——红巨星——行星状星云---白矮星——黑矮星
4，大于太阳质量10倍的大星云——原恒星——主序前星——蓝矮星——红巨星---超巨星——超新星——中子星（脉冲星）
5，大于太阳质量30倍小于120倍的特大星云——原恒星——主序前星——蓝矮星——红巨星---超巨星——超新星——黑洞
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由星云变为主序星,再变成红(超)巨星,最后变成白矮星或中子星,黑洞.
<6-10M⊙:变成白矮星;
>6-10M⊙:变成中子星或黑洞.
这一切都是引力的作用.
由原恒星（星云）变成红色巨星或超巨星 再由红色巨星或超巨星产生超新星 超新星再引出黑洞或中子星 红色巨星也可以产生白矮星 再由白矮星变成黑矮星！
恒星通常是在星际气体中诞生的。在宇宙中，当星际气体的密度增加到一定程度时，由于其内部引力的增长大于气体压力的增长，这团气体云就开始收缩。这样的倾向一开始，其自身引力使巨量物质的密度普遍增大。巨大质量的星际物质开始变得不稳定。这些巨量的星际气体与尘埃坍缩进行得越来越迅猛，开始分裂形成较小的云团，密度也增大了许多。这些较小的云团最终将各自成为一颗恒星。由于星际物质的质量通常非常巨大，通常在太阳的一万倍...
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恒星通常是在星际气体中诞生的。在宇宙中，当星际气体的密度增加到一定程度时，由于其内部引力的增长大于气体压力的增长，这团气体云就开始收缩。这样的倾向一开始，其自身引力使巨量物质的密度普遍增大。巨大质量的星际物质开始变得不稳定。这些巨量的星际气体与尘埃坍缩进行得越来越迅猛，开始分裂形成较小的云团，密度也增大了许多。这些较小的云团最终将各自成为一颗恒星。由于星际物质的质量通常非常巨大，通常在太阳的一万倍以上，所以恒星总是一下子一大批地降生。 如果有一团星际气体超过通常的星际物质（每立方厘米一个氢原子）的密度，达到每立方厘米已达六万个氢原子。开始时这团气体是透光的，发出的光热辐射不受周围物质的牵制，畅行无阻地传到外面。物质以自由落体的形式落到中心，在中心区积聚起来。本来质量均匀分布的一团物质，变成了越往里密度越大的气体球。随着密度的增大，中心附近的重力加速度越来越大，内部区域物质的运动速度的增长表现得最为突出。开始几乎所有的氢以分子的形式存在，气体的温度也很低，总不见升高，这是因为它仍然过于稀薄，一切辐射都能往外穿透，溃缩着的气体球受到的加热作用并不显著。经历几十万年后，中心区的密度逐渐变大，在那里，气体对于辐射来说变得不透明了。这时核心便开始升温，随着温度的上升，压力开始变大，坍缩逐渐停止。这个特密中心区的半径通常和木星轨道半径相近，而它所含的质量只及整个坍缩过程中涉及的全部物质的5%。物质不断落到内部的小核上，它带来的能量在物质撞击到核心上时又成为辐射而放出。与此同时，核心在不断缩小，并变得越来越热。 温度达到二千度左右时，氢分子开始分解成为原子。核心开始再度收缩，收缩时释放出的能量将把所有氢分子都分解为原子。这个新生的核心比今天的太阳稍大一些，不断向中心落下的外围物质最终都要落到这个核心上，一颗质量和太阳一样的恒星就要诞生了。 人们将这样的天体称为“原恒星”，它的辐射消耗主要由下落到它上面的物质的能量来补充。由于密度和温度在升高，原子渐渐地丢失了它们的外层电子。落下的气体和尘埃形成了厚厚的外壳，使光无法穿透。直至越来越多的下落物质和核心联成一体时，外壳才透光，发光的星体突然露出来。其余的云团物质还在不断向它落下，密度还在不断增大，内部温度也在上升。直至中心温度达到一千万度发生聚变。一颗原始的恒星诞生了。 在反抗引力的持久斗争中，恒星的主要武器是核能。它的核心就是一颗大核弹，在那里不断地爆炸。正是因为这种核动力能自我调节得几乎精确地与引力平衡，恒星才能在长达数十亿年的时间里保持稳定。 热核反应发生在极高温度的原子核之间，因而涉及物质的基本结构。在太阳这样的恒星中心，温度达到一千五百万开氏度，压强则为地球大气压的三千亿倍。在这样的条件下，不仅原子失去了所有电子而只剩下核，而且原子核的运动速度也是如此之高，以至于能够克服电排斥力而结合起来，这就是核聚变。 恒星是在氢分子云的中心产生的，因而主要由氢组成。氢是最简单的化学元素，它的原子核就是一个带正电荷的质子，还有一个带负电荷的电子绕核旋转。恒星内部的温度高到使所有电子都与质子分离，而质子就像气体中的分子在所有方向上运动。由于同种电荷互相排斥，质子就被一种电“盔甲”保护着，从而与其他质子保持距离。但是，在年轻恒星核心的一千五百万开氏度的高温下，质子运动得如此之快，以至于当它们相互碰撞时就能够冲破“盔甲”而粘合在一起，而不是像橡皮球那样再弹开。 四个质子聚合，就成为一个氦核。氦是宇宙中第二位最丰富的元素。氦核的质量小于它赖以形成的四个质子质量之和。这个质量差只是总质量的千分之七，但是这一点质量损失转化成了巨大的能量。一公斤氢变成氦时所释放的能量，足以使一只一百瓦的灯泡长明一百万年。像太阳那样的恒星有一个巨大的核，在那里每秒钟有六亿吨氢变成氦。巨大的核能量朝向恒星外部猛烈冲击就能阻止引力收缩。 恒星中心释放的能量作为光子辐射出来，然而光子要经过漫长的路程才能到达太阳表面并逃逸到星际空间。虽然光子的速度将近每秒钟三十万公里，太阳的半径是七十万公里，但从太阳中心发出的光子到达太阳表面的时间却不是二点三秒。那些光子得花上约一千万年才能走完这段路程。我们地球上现在收到的阳光，是八分钟前离开太阳表面的，但是它从太阳核心产生时，猿类和早已灭绝的柱牙象还在非洲行走，而非洲与欧亚大陆还未相连。 然而，“恒定”的演化历程终将结束，熊熊烈焰熄灭后，恒星将化为余烬。当所有的氢都变成了氦时，核心的火就没有足够的燃料来维持，恒星在主序阶段的平静日子就到了尽头，大动荡的时期来到了。 一旦燃料用光，热核反应的速率立即剧减，引力与辐射压之间的平衡被打破了，引力占据了上风。有着氦核和氢外壳的恒星，在自身的重力下开始收缩，压强、密度和温度都随之升高，于是恒星外层尚未动用过的氢开始燃烧，外壳开始膨胀，而核心在收缩。 在大约一亿度的高温下，恒星核心的氦原子核聚变成为碳原子核。每三个氦核聚变成一个碳核，碳核再捕获另外的氦核而形成氧核。这些新反应的速度与缓慢的氢聚变完全不同。它们像闪电一样快地突然起爆（氦闪耀），而使恒星不得不尽可能地相应调整自己的结构。经历约一百万年后，核能量的外流渐趋稳定。此后的几亿年里，恒星处于暂时的平稳，核区的氦在渐渐消耗，氢的燃烧越来越向更外层推进。但是，调整是要付出代价的，这时的恒星将膨胀得极大，以使自己的结构适应于光度的增大。它的体积将增大十亿倍。这个过程中恒星的颜色会改变，因为其外层与高温的核心区相距很远，温度就低了下来。这种状态的恒星称为红巨星。 红巨星时期的恒星表面温度相对很低，但极为明亮，因为它们的体积非常巨大。肉眼能看到的最亮的星中有许多就是红巨星，如参宿四、毕宿五、大角、心宿二等。我们的太阳在五十亿或六十亿年后也将变成一个红色“巨人”。当核心的氢耗完时，太阳就开始膨胀，那时水星将化为蒸汽，金星的大气将被吹光，地球上的海洋将沸腾。然后太阳还会继续膨胀，并将地球纳入它的势力范围。地球被烧焦的残骸会继续在巨型太阳灼热而极稀薄的大气里转圈。红巨星外层物质的密度比地球实验室里能得到的最好真空还要低得多。 在恒星大膨胀成为红巨星，热核反应速率也不可逆转地衰减之后，恒星吹出气体并收缩到地球那样大小，即几千公里直径。物质的浓缩使得星体表面温度大为升高，以至真正成为白热。小尺度和高表面温度这两个特征，使这种星得名为白矮星。 白矮星是中等质量恒星演化的终点，在银河系中随处可见。它的质量越大，半径就越小。由于没有热核反应来提供能量，白矮星在发出辐射的同时，也以同样的速率冷却。但是，白矮星本性节俭，它在形成后要经过数十亿年的冷却时间。白矮星的变暗过程是如此之慢，自一百五十亿年前宇宙创生和第一批恒星出现以来，恐怕还没有一个黑矮星形成，这里需要极大的耐心。太阳正处在其主序阶段的中点，还要经过五十亿年才到行星状星云那样的“高龄”，它将再短暂地活跃十万年，然后成为一颗白矮星并在一百亿年中缓慢地死去，最后作为一颗黑矮星而永存。
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恒星由于演化而在质量一密度图上移动，但保持在虚线方框内。图A3是方框区的放大，表示出恒星在不同演化阶段其中心发生的主要热核反应。
由于引力的控制，恒星演化的总趋势是密度增大（在图中向下移动），而质量丢失、碎裂、不稳定或爆炸等现象使其质量减小（在图中向左移动）。恒星的演化必定以三种可能的冷态之一为终结：白矮星，中子星，黑洞。
质量小于SM的恒星沿A线移动。在离开氢转变成氦的主...
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恒星由于演化而在质量一密度图上移动，但保持在虚线方框内。图A3是方框区的放大，表示出恒星在不同演化阶段其中心发生的主要热核反应。
由于引力的控制，恒星演化的总趋势是密度增大（在图中向下移动），而质量丢失、碎裂、不稳定或爆炸等现象使其质量减小（在图中向左移动）。恒星的演化必定以三种可能的冷态之一为终结：白矮星，中子星，黑洞。
质量小于SM的恒星沿A线移动。在离开氢转变成氦的主序段后，恒星中心的温度和密度都上升，直至氦能够聚合成碳。碳保持沉寂，恒星最后变成白矮星。质量更大的恒星的演化轨迹是B线，它们中心的碳能燃烧成为镁，并最后成为中子星。轨迹C是最为假设性的，它可能表示着质量在25M以上的恒星，在经过了到生成铁为止的所有热核燃烧阶段后，最终成为黑洞。
恒星演化论，是天文学中，关于恒星在其生命期内演化的理论。
由于单一恒星之演化通常长达数十亿年，人类不可能完整观测，目前的理论仍有部分是推测的假说。目前天体物理学家主要利用观测大量恒星，判断其在生命期的不同阶段，并以计算机模型模拟恒星的演变。
[编辑本段]【恒星的诞生】
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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引力坍缩。 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始星。
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。
质量非常小（小于一个太阳质量）的原始星的温度不会到达足够开始核聚变的程度,它们会成为棕矮星，在数亿年的时光中慢慢变凉。大部分的质量更高的原始星的中心温度会达到一千万开氏度，这时氢会开始聚变成氦，恒星开始自行发光。核心的核聚变会产生足够的能量停止引力坍缩，达到一个静态平衡。恒星从此进入一个相对稳定的阶段。如果恒星附近仍有残留巨分子云碎片，那么这些碎片可能会在一个更小的尺度上继续坍缩，成为行星、小行星和彗星等行星际天体。如果巨分子云碎片形成的恒星足够接近，那么可能形成双星和多星系统。
[编辑本段]【恒星的中年】
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恒星有不同的颜色和大小。从高热的蓝色到冷却的红色，从0.5到20个太阳质量。恒星的亮度和颜色依赖于其表面温度，而表面温度则依赖于恒星的质量。大质量的恒星需要比较多的能量来抵抗对外壳的引力，燃烧氢的速度也快得多。
恒星形成之后会落在赫罗图的主星序的特定点上。小而冷的红矮星会缓慢地燃烧氢，可能在此序列上停留数千亿年，而大而热的超巨星会在仅仅几百万年之后就离开主星序。像太阳这样的中等恒星会在此序列上停留一百亿年。太阳也位于主星序上，被认为是处于中年期。在恒星燃烧完核心中的氢之后，就会离开主星序。
[编辑本段]【恒星的成熟】
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在形成几百万到几千亿年之后，恒星会消耗完核心中的氢。大质量的恒星会比小质量的恒星更快消耗完核心的氢。在消耗完核心中的氢之后，核心部分的核反应会停止，而留下一个氦核。
失去了抵抗重力的核反应能量之后，恒星的外壳开始引力坍缩。核心的温度和压力像恒星形成过程中一样升高，但是是在一个更高的层次上。一旦核心的温度达到了1亿开氏度，核心就开始进行氦聚变，重新通过核聚变产生能量来抵抗引力。恒星质量不足以产生氦聚变的会释放热能，逐渐冷却，成为红矮星。
积热的核心会造成恒星大幅膨胀，达到在其主星序阶段的数百倍大小，成为红巨星。红巨星阶段会持续数百万年，但是大部分红巨星都是变星，不如主序星稳定。
恒星的下一步演化再一次由恒星的质量决定。
[编辑本段]【恒星的晚年和死亡】
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低质量恒星
低质量恒星的演化终点没有直接观察到。宇宙的年龄被认为是一百多亿年，不足以使得这些恒星耗尽核心的氢。当前的理论都是基于计算机模型。
一些恒星会在核心进行氦聚变，产生一个不稳定和不平衡的反应，以及强烈的太阳风。在这种情况下，恒星不会爆发产生行星状星云，而只会耗尽燃料产生红矮星。
但是小于0.5倍太阳质量的恒星甚至在氢耗尽之后都不会在核心产生氦反应。像比邻星这样的红矮星的寿命长达数千亿年，在核心的反应终止之后，红矮星在电磁波的红外线和微波波段逐渐暗淡下去。
中等质量恒星
达到红巨星阶段时，0.4到3.4太阳质量的恒星的外壳会向外膨胀，而核心向内压缩，产生将氦聚变成碳的核反应。聚变会重新产生能量，暂时缓解恒星的死亡过程。对于太阳大小的恒星，此过程大约持续十亿年。
氦燃烧对温度极其敏感，造成很大的不稳定。巨大的波动会使得外壳获得足够的动能脱离恒星，成为行星状星云。行星状星云中心留下的核心会逐渐冷却，成为小而致密的白矮星，通常具有0.6倍太阳质量，但是只有一个地球大小。
在重力和电子互斥力平衡时，白矮星是相对稳定的。在没有能量来源的情况下，恒星在漫长的岁月中释放出剩余的能量，逐渐暗淡下去。最终，释放完能量的白矮星会成为黑矮星，但是目前宇宙的年龄不足以使得这样的星体存在。
在同时形成的双星或者多星系统中，恒星际质量交流可能改变演化过程。因为一部分质量被其他恒星获得，系统中质量较大的恒星的红