恒星的演变

星云中出现足够转速和足够质量的星体或星体集合提供引力核。吸积过程就会开始并持续进行。由于引力的控制，恒星演化的总趋势是密度增大，而质量丢失、碎裂、不稳定或爆炸等现象使其质量减小。

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，目前主要以计算机模型模拟恒星的演变。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。

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倍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0.08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，它们会成为褐矮星，在数亿年的时光中慢慢变凉。大部分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，那么可能形成双星或多星系统。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。在恒星燃烧完核心的氢之后，就会离开主星序。

中年期时形成红巨星，超巨星。在形成几百万到几千亿年之后，恒星会消耗完核心的氢。大质量的恒星会比小质量的恒星更快地消耗完核心的氢。在消耗完核心的氢之后，核心部分的核反应会停止，而留下一个氦核。失去了抵抗引力的核反应能量后，恒星外壳开始引力坍缩。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释放热能，逐渐冷却，成为白矮星。

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。晚年到死亡以三种可能的冷态之一为终结：白矮星、中子星和黑洞。

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