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恒星演化论恒星残骸
恒星在生命周期结束时，依据其初始质量的不同，其残骸可能会演变成以下三种形态之一：白矮星、中子星或黑洞。
当恒星的燃料耗尽时，质量小于8个太阳质量的恒星会演变成白矮星。
白矮星体积约为地球大小，质量约为0.6个太阳质量。
由于电子简并压力与重力达到平衡，白矮星保持稳定。
其主要成分取决于质量，小于几个太阳质量的恒星主要由氧、氖和镁组成。
质量超过太阳级别的恒星则主要由碳和氧组成，通常不会因碳融合反应而成为超新星。
当白矮星的质量增加至超过钱德拉塞卡极限（约为1.4个太阳质量）时，电子简并压力无法抵抗重力，恒星将塌缩。
塌缩过程中，核心可能形成中子星或失控地引发超新星爆炸。
塌缩的稳定性使得超过甚至接近1.4个太阳质量的白矮星无法存在。
在密近双星系统中，白矮星通过吸积伴星的物质而增加质量，直到引发失控的核反应。
在塌缩前，白矮星的质量增加仅导致新星爆发。
中子星在恒星核心崩溃后形成，当压力导致电子捕获使氢转化为中子。
在恒星核心中，原子核的电磁力消失，中子星成为由中子构成的致密球体，包裹着简并物质外壳。
中子星具有极高的密度和旋转速度，有些甚至达到每秒600转。
高速自转使得中子星产生脉冲辐射，被称为波煞。
如果恒星残骸的质量足够大，超过2至3个太阳质量，中子简并压力将无法阻止恒星塌缩至史瓦西半径以下，形成黑洞。
黑洞是广义相对论预言的天体，具有强引力，阻止物质和信息从其内部传递到外部观测者。
尽管黑洞的形成机制和相关理论仍在研究中，天文学观测和理论都支持黑洞的存在。
关于恒星塌缩产生超新星的机制、直接塌缩形成黑洞的可能性，以及从初始恒星质量到最终残骸质量之间的关联性，仍然存在不确定性。
要解决这些问题，需要对更多超新星和超新星残骸进行详细的分析。
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。
恒星演化论的恒星的晚年和死亡
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。
当质量类似太阳的恒星死亡时就会成为行星状星云，就像是猫眼星云。
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。
质量与太阳相似的恒星演化示范的简图。
恒星从它缩的气体云中诞生 ⑴，经过收缩阶段成为原恒星 ⑵，然后进入主序带⑶。
一旦在核心的氢被耗尽，它膨胀成为红巨星 ⑷，然后它的外壳散逸成为行星状星云，核心变质成为白矮星 ⑸。
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[2]。
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）[3]。
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，特别是碳和养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。
蟹状星云是大约在1,000年前爆炸的超新星四散的残骸。
在大质量的恒星，在电子简并压力能够成为主流之前，核心已经大到能够将由氢融合产生的氦引燃。
因此当这些恒星在膨胀和冷却时，它们的亮度不会比低质量的恒星大多少；但是它们会比低质量恒星开始时的阶段亮许多，并且也会比低质量恒星形成的红巨星明亮，因此这些恒星被称为超巨星。
质量特别大的恒星 （大约超过40倍太阳质量），会非常明亮和有着非常高速的恒星风。
在它们膨胀成为红巨星之前，因为强大的辐射压力，倾向于先剥离外面的气体壳层，因而它们的质量损失也非常快，这导致它们在主序带的阶段都维持着表面的高温 （蓝白的颜色）。
因为恒星的外壳会被极端强大的辐射压剥离，因此恒星的质量不能超过120个太阳质量。
虽然较低的质量可以使外壳被剥离的速度减缓，但如果它们是靠得够近的联星，当它膨胀而外壳被剥离时，会与伴星结合；或是因为它们的自转够快，对流作用将所有的物质带至表层，造成彻底的混合，而没有可以分离的核心和外壳，都能避免成为红巨星或红超巨星[4]。
当从外壳的基部获得氢并融合成氦时，核心也逐渐变得更热和更密集。
在大质量的恒星，电子简并压力不足以单独的阻止重力崩溃，至于每一种在核心被消耗掉的元素，点燃更重的元素融合之火，也都能暂时的阻止重力崩溃。
如果恒星的核心不是太重 （质量大约低于1.4倍太阳质量，考虑到在这之前已经产生了许多质量的损耗），它也许可以如前所述的质量较低恒星，形成一颗白矮星 （外面可能有行星状星云包围着），不同的是这种白矮星主要是由氧、氖和镁组成。
在核心崩溃之前，大质量恒星的核心结构是有如洋葱般的层层排列 （未按照比例）。
在有些质量之上 （估计是2.5倍太阳质量，原始恒星的质量大约在10倍太阳质量以内），核心的温度可以达到局部破坏的温度 （大约是1.1GK）开始形成氧和氦，而氦又会立刻和残余的氖融合成镁；然后氧融合形成硫、硅和少量的其他元素。
最后，温度达到任何一种元素都会被局部毁坏的高温程度，通常都会释放出α粒子 (氦核），又立刻和其他原子核融合，所以有少数的原子核经过整理之后会成为更重的原子核，而释放出来的净能量是增加的，因为打破母原子核所释放出来的能量大于融合成子原子核所需要的能量。
核心质量太大不能形成白矮星，又未能达到足以承受氖转换成氧与镁的恒星，在融合成更重的元素之前，就将经历重力崩溃的过程 （因为电子捕获）[5]。
无论电子捕获造成温度增加或降低，都会在重力崩溃之前构成比原来小的原子核 （像是铝和钠），可以在重力崩溃之前对总能量的产生造成重大的冲击 [6]。
这也许对之后产生引人注目的超新星爆炸与抛出的元素和同位素丰度都有影响。
在核心崩溃之前，大质量恒星的核心结构是有如洋葱般的层层排列 （未按照比例）。
一旦恒星核合成的过程产生铁-56，接下来的过程都将消耗能量 （将碎片结合成原子核所释放出来的能量小于将母原子核击碎所需要的能量）。
如果核心的质量大于钱德拉塞卡极限，电子简并压力将不足以支撑与对抗因为质量所产生的重力，核心将突然的产生崩溃，灾难性的崩溃将形成中子星或黑洞 （在核心的质量超过托尔曼-欧本海默-瓦可夫极限的情况下）。
虽然还未完全了解过程，某些重力位能的转换使这些核心崩溃并被转换成Ib、Ic或Ⅱ型超新星。
只知道在核心崩溃时，就像在超新星1987 A所观测到的，会产生巨大的微中子浪涌。
极端高能量的微中子会破坏一些原子核，它们的一些能量会消耗在释出核子，包括中子，还有一些能量会转换成热能和动能，因而造成冲击波与一些来自核心崩溃的物质汇合造成反弹。
在非常致密的汇合物质中发生的电子捕获产生了额外的中子，有些反弹的物质受到中子的轰击，又诱发了一些核子捕获，创造出一系列，包括放射性物质铀在内，比铁重的元素[7]。
虽然，非爆炸性的红巨星在早期的反应和次反应中释放出的中子也能创造出一定数量比铁重的元素，但在这种反应下产生比铁重的元素丰度 （特别是，有些稳定和长寿的同位素与一些同位素）与超新星爆炸有着显著的不同。
我们发现太阳系的重元素丰度与这两者都不一样，因此无论是超新星或红巨星都无法单独的用来解释被观察到的重元素和同位素的丰度。
从核心崩溃转移到反弹物质的能量不仅产生了重元素，还提供了它们加速和脱离所需要的逃逸速度 （这种机制还没有被充分的了解），因而导致Ib、Ic或Ⅱ型超新星的生成。
目前对这些能量转移过程的了解仍不能令人满意，虽然目前的计算机模拟能对Ib、Ic或Ⅱ型超新星的能量转移提供部分的解释，但仍不足以解释观测到的物质抛射所携带的能量[8]。
从分析中子星联星 （需要两次相似的超新星） 的轨道参数和质量获得的一些证据显示氧氖镁核心崩溃所产生的超新星可能与观测到由铁核崩溃的超新星有所不同 （除了大小之外还有其他的不同） [9]。
质量最大的恒星也许在超新星爆炸中因为能量超过它的重力束缚能而完全的被毁灭。
这种罕见的事件，导致成对不稳定，事后的残骸连黑洞都不是。
什么是恒星的演化周期，恒星会死亡吗？
恒星的演化大体可分为如下阶段：一、主序是以前的阶段－－恒星处于幼年时代。
二、主序是星阶段－－恒星处于壮年期。
三、红巨星阶段－－恒星处于中年期。
四、白矮星阶段－－恒星处于老年期。
大多数恒星的一生，大体是这样度过的。
我们首先来看恒星的一生： 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。
科学家发现，在木星和土星的表面散放出来的能量比它们所吸收的能量要多，这就意味着木星和土星也可以发光，只是它们发出的是远红外线而不是可见光而已。
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