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恒星的演变过程 从生成到毁灭
恒星的演化（1）1926年，爱丁顿指出，任何恒星内部一定非常热。
因为恒星的巨大质量，其引力非常强大。
如果这颗恒星要不坍缩，就必须有一个相等的内部压力与这种巨大的引力相平衡，我们知道我们最熟悉的恒星是太阳。
与大多数恒星一样，太阳看上去是不变化的。
然而事实并非如此。
实际上太阳一直在与毁灭它的力做不停的斗争。
所有恒星都是些靠引力维持在一起的气体球。
如果唯一起作用的力只有引力，那么恒星会因自身巨大的重量很快向坍缩，要不了几小时便会消亡。
没有发生这种情况的原因在于向内的引力被恒星内部压缩气体产生的向外的巨大压力所平衡了。
50年代中期，佛莱德·霍伊尔，威廉·福勒和伯比奇夫妇首先研究了恒星的爆发理论。
他们认为，气体压力与温度之间存在着一个简单的关系：一定体积的气体在受热时，压力以正比关系随温度而上升；反之，温度下降时压力也下降。
恒星内部压力极大的原因在于温度高。
这种热量是由核反应产生的。
恒星的质量越大，平衡引力所需要的中心温度也就越高。
为了维持这种高温，质量越大的恒星必须越快地燃烧，从而放出更多的能量，因此一定比质量小的恒星更亮。
在恒星的大半生中，氢聚变成氦是为恒星提供能源的主要反应，这种反应要求很高的温度来克服作用于核之间的电斥力。
聚变能可以使恒星维持几十亿年，不过核燃料迟早会越来越少，从而使恒星反应堆开始萎缩。
发生这种情况时压力支撑台已岌岌可危，恒星在这场与引力的长期斗争中开始溃退。
从本质上讲恒星已是在苟延残喘，只是通过调整它的核燃料储备来推迟引力坍缩的发生。
但是，从恒星表面流出并进入太空深处的能量在加速恒星的死亡。
依靠氢的燃烧估计太阳可以存活100亿年左右。
今天，太阳的年龄约为50亿年，它消耗了一半左右的核燃料储备。
今天我们完全不必惊慌失措。
恒星消耗燃料的速度极大程度上依赖于它的质量。
大质量恒星核燃料的消耗要比小质量恒星快得多，这是毫无疑问的，因为大质量星既大又亮，因而辐射掉的能量也就越多。
超额的重量把气体压得很密，温度又高，从而加快了和局边的反应速度。
例如，10个太阳的恒星在1千万年这么短的时间内就会把它的大部分氢消耗殆尽。
大多数恒星最初主要由氢来组成。
氢“燃烧”使质子巨变为氦核，后者由两个质子和两个中子组成。
氢“燃烧”是最为有效的能源，但却不是唯一的核能源。
如果核心温度足够高，氦核可以聚变成碳，并通过进一步的聚变生成氧、氖以及其他一些元素。
一棵大质量恒星可以产生必要的内部温度——可达10亿度以上，从而使上面的一系列核反应得以进行。
但随着每一种新元素的慢慢出现产能率下降。
核燃料消耗得越来越快，恒星的组成开始逐月变化，然后逐日变化，最后每小时都在变化。
它的内部就像一个洋葱，越往里走，每一层的化学元素以越来越疯狂的速度依次合成。
从外部看来，恒星像气球那样膨胀，体积变得十分巨大，甚至比整个太阳系还大。
这时天文学家称之为红超巨星。
这条核燃烧链终于终止于铁元素，因为铁有特别稳定的核结构。
合成比铁更重元素的核聚变实际上要消耗能量而不是释放能量。
因此，当恒星合成了一个铁核，它的末日便来临了。
恒星中心区一旦不能再产生热能，引力必然会占上风。
恒星摇摇晃晃地行走在灾变不稳定的边缘，最后终究跌进它自己的引力深渊之中。
这就是恒星内部所发生的事，而且进行得很快。
由于恒星的铁核不可能再通过核燃烧产生热量，因而也就无法支撑它自身的重量，它便在引力作用下剧烈压缩，甚至把原子都碾得粉碎。
最后，恒星核区达到原子的密度，这时一枚顶针的体积便可容纳近1万亿吨的物质。
在这一阶段，恒星的典型直径为200公里，而核物质的坚硬性将引起恒星核区的反弹。
由于引力的吸引作用极强，这种反弹力所经历的时间只有几毫秒。
当这场戏剧性事件在恒星中心区展现之际，外围各层恒星物质在一场突发性的灾变中朝核区坍缩。
数以万亿吨计的物质以每秒几万公里的速度向内暴缩，与正在反弹着的比金刚石更坚硬的致密恒星核区相遭遇，发生极为强烈的碰撞，同时穿过恒星向外发出巨大的激波。
同激波一起产生的还有巨大的中微子脉冲。
这些中微子是恒星在最后核裂变期间从它的内区突然释放出来的。
在这次核裂变中，恒星内原子的电子和质子被紧紧地积压在一起而形成了中子，恒星核区实际上成了一个巨大的中子球。
激波和中微子两者一起携带着巨额能量穿过恒星外部各层向外传递。
被压缩了的物质的密度非常高，即使是极其微小的中微子也得费尽周折才能冲开一条出路。
激波和中微子携带的能量有许多为恒星外层所吸收，结果导致恒星外层发生爆炸。
接着是一场核浩劫，其剧烈程度是无法想象的。
在几天时间内恒星增亮至太阳光的100亿倍，不过在经过几个星期后又逐渐暗淡下去。
在像银河系这样的典型星系中，平均每百年出现2至3颗超新星，历史上天文学家对此已有记载，并深感惊讶。
其中最著名的一个由中国和阿拉伯观测家于1054年在巨蟹座中发现的。
今天，这颗已遭毁灭的恒星看上去就象一团很不规则的膨胀气体云，称为蟹状星云。
（2）在研究恒星演化方面取得的另一个进展来自对球状星团中恒星的分析。
一个星团中的恒星距离我们都差不多同样远，所以它们的视星等和它们的绝对星等成正比。
因此，只要知道它们的星等，就可以绘制出这些恒星的赫－罗图。
结果发现，较冷的恒星在主星序中，而较热的恒星似乎有离开主星序的倾向。
它们依照燃烧速率的高低及老化的快慢，遵循着一条确定的曲线，显示出演化的各个阶段：首先走向红巨星，然后折返回来，再次穿过主星序，最后向下走向白矮星。
根据这一发现，再加上某些理论论方面的考虑，霍伊耳绘制出了一幅恒星演化过程的详细图画。
根据霍伊耳的观点，演化的早期，一颗恒星的大小或湿度变化很小。
（我们的太阳现在正处在这种状态，并将维持很长的时间）因为恒星在其炽热的内部将氢转变为氦，所以在恒星的中心氦积累得越来越多。
当这个氦核达到一定的大小，恒星的大小和温度开始发生剧烈地变化，体积急剧膨胀，表面温度降低。
也就是说，离开主星序朝红巨星的方向运动。
恒星质量越大，到达这个转折点就越快。
在球状星团中，质量较大的恒星已经沿着这一途径走过了不同的演化阶段。
膨胀后的巨星虽然温度较底，但因表面积比较庞大，所以释放出比较多的热量。
在遥远的未来，当太阳离开主星序时，或在那之前，它可能会热得使地球上的生命无法忍受。
不过，这将使几十亿年以后的事了。
可是，氦核到底是如何膨胀成为红巨星的呢？霍伊耳认为，氦核本身收缩，结果温度升高，使氦原子核聚合成碳，从而释放出更多的能量。
这种反应的确是可以发生的。
这是一种非常罕见而几乎不可能发生的反应。
但是红巨星中氦原子的数量十分庞大，所发生的这类聚合反应足以提供其所必需的能量。
霍伊耳进一步指出，新的碳核继续变热，从而开始形成像氧和氖一类的更复杂的原子。
在发生这一过程时，恒星正在收缩并再次变热，朝主星序返回。
此时恒星开始变为多层，就像洋葱头一样。
它有一个由氧和氖构成的核，核外面是一层碳，再外面是一层氦，而整个恒星由一层尚未转变的氢包围着。
然而，与消耗氢的漫长岁月比较起来，恒星消耗其它燃料的时间就如同速滑雪橇一样飞驰而过。
它的寿命维持不了多久，因为氦聚变等所释放的能量只有氢聚变的1／20而已。
在一个比较短的时间内，保持恒星膨胀状态所需要的抗拒自身引力场强大引力的能量变得不足，从而使恒星更加快地收缩。
它不仅收缩到正常恒星的大小，而且进一步收缩到白矮星的大小。
在收缩当中，恒星的最外层会被留在原处，或被收缩而产生的热喷开。
于是白矮星被包围在膨胀的气体层当中。
当我们用望远镜观测时，边缘的地方看上去最厚，因此气体最多。
这种白矮星好象是被“烟圈”环绕着。
因为它们周围的烟圈好象是看得见的行星轨道，所以把它们叫做行星状星云。
最后，烟圈不断膨胀而变得很薄，再也看不到了，我们看到的像天狼B星一类的白矮星周围就没有任何星云状物质的迹象。
白矮星就是这样比较平静地形成的；而这种比较平静的“死云”正是像我们的太阳一类恒星和比较小的恒星未来的命运。
而且，如果没有意外干扰的话，白矮星会无限延长寿命，在此期间，它们会漫漫冷却，直到最后再也没有足够的热度发光为止。
另一方面，如果白矮星像天狼B星或南河B星那样是双星系统中的一颗，而另一颗是主星序的星，而且非常接近白矮星，那么将会有一些令人兴奋的时刻。
主星序星在自己的演化过程中膨胀时，它的一些物质在白矮星强大引力场的吸引下，可能会向外漂移而进入白矮星的轨道。
在偶尔的情况下，有些轨道物质会旋落在白矮星的表面，在那里受到引力压缩而引起聚变，从而放出爆发性的能量。
如果有一块特别大的物质落到白矮星的表面，则放射出的能量可能大到从地球上都可以看到，于是天文学家便记录下有一颗新星出现。
当然，这种事会一再发生，而“再发新星”确实是存在的。
但是这些不是超新星。
超新星是从哪里来的呢？为了回答这个问题，我们必须从比我们的太阳大得多的恒星谈起。
这些巨大的恒星相当稀少（在各类天体中，大质量恒星的数目比小恒星的少），30颗恒星中大概只有1颗比太阳质量大。
即使如此我们的银河系大约也有70亿颗恒星。
大质量恒星引力场的引力比小恒星的大，在这种较强引力的作用下，其核也挤压得比较紧，因此核更热，聚变反应超越脚下恒星的氧－氖阶段后仍能继续进行。
氖进一步结合形成镁，镁又能结合形成硅，然后硅再结合形成铁。
在其寿命的最后阶段，这种恒星可能会由6个以上的的同心壳层组成。
各自消耗不同的燃料。
这时中心温度可达摄氏30亿——40亿度。
恒星一旦开始形成铁，它就到达了死亡的终点，因为铁原子的稳定性最高而所含的能量最少。
无论是铁原子转变成复杂的原子还是转变成简单的原子，都必须输入能量。
而且，当核心温度随年龄增长时，辐射压力也随着增加，并且与温度的4次方成正比，即当温度升高到2倍时，辐射压力会增加到6倍，因此辐射压力和引力之间的平衡变得更加脆弱。
根据霍伊耳说法，最后，中心的温度上升得非常高，从而使铁原子变成氦。
但是要发生这种情况，正如刚刚说过的，必须给铁原子输入能量。
当恒星收缩时，可以利用它所得到的能量把铁转变成氦。
然而，所需的能量时如此巨大，根据霍伊耳的假定，恒星必须在一秒中左右剧烈地收缩成原来体积的极小一部分。
当这种恒星开始崩溃时，它的铁核仍被大量尚未达到最大稳定性的原子包围着。
随着外层的崩溃，原子的温度升高，这些仍然可以结合的物质以下自全部“点火”，结果引起一场大爆发，将恒星外层物质从恒星体内喷出去。
这种爆发就是超新星。
蟹状星云就是由这种爆发形成的。
超新星爆发的结果，将物质喷发到空间，这对于宇宙的演化具有巨大的重要性。
在宇宙大爆炸时，只形成了氢和氦。
在恒星的核内则陆续形成其它更复杂的原子，一直到铁原子。
如果没有超新星的爆发，这些复杂原子会锁在恒星的核内，一直到白矮星。
通常只有极少量的复杂原子通过行星状星云的晕进入宇宙中。
在超新星爆发的过程中，恒星较内层的物质会被有力地喷射到外围空间，爆发的巨大能量甚至能够形成比铁原子更复杂的原子。
喷射到空间的物质会已经存在的尘埃气体云，并且成为形成富含铁及其它如金元素的“第二代新恒星”的原材料。
我们的太阳可能是一颗第二代恒星，比一些无尘埃球状星团的老恒星年轻得多。
那些“第一代恒星”则金属含量很低而氢含量很高。
地球是从诞生太阳的同一残骸中形成的，所以含铁非常丰富，这些铁也许一度存在于几十亿年前爆发的一颗恒星的中心。
可是在超新星爆发中已经爆发的恒星，其收缩部分的情况又是如何呢？它们形成白矮星吗？体积和质量更大的恒星只是形成体积和质量更大的白矮星吗？1939年，在美国威斯康星州威廉斯湾附近的叶凯士天文台工作的印度天文学家张德拉塞卡计算出，大于太阳质量1.4倍以上的恒星，不可能通过霍伊耳所描述的正常过程变成白矮星，从而第一次指出，我们不能期望有越来越大的白矮星。
这个数值现在叫做“张德拉塞卡极限”。
事实上，结果证明到目前为止所有观测到的白矮星质量都低于张德拉塞卡极限。
张德拉塞卡极限存在的理由是，由于白矮星的原子中所含的电子相互排斥，因而使白矮星不能再继续收缩下去。
随着质量的增加，引力强度也增加；达到1.4倍太阳质量时，电子排斥力变得不足以克服白矮星的收缩力，白矮星将坍缩成更小更致密的星体，而使亚原子粒子实际上互相接触。
这种星体必须等待利用可见光以外的辐射来探测宇宙的新方法发明之后，才能探测出来。
恒星演变过程
恒星的演化（1）1926年，爱丁顿指出，任何恒星内部一定非常热。
因为恒星的巨大质量，其引力非常强大。
如果这颗恒星要不坍缩，就必须有一个相等的内部压力与这种巨大的引力相平衡，我们知道我们最熟悉的恒星是太阳。
与大多数恒星一样，太阳看上去是不变化的。
然而事实并非如此。
实际上太阳一直在与毁灭它的力做不停的斗争。
所有恒星都是些靠引力维持在一起的气体球。
如果唯一起作用的力只有引力，那么恒星会因自身巨大的重量很快向坍缩，要不了几小时便会消亡。
没有发生这种情况的原因在于向内的引力被恒星内部压缩气体产生的向外的巨大压力所平衡了。
50年代中期，佛莱德·霍伊尔，威廉·福勒和伯比奇夫妇首先研究了恒星的爆发理论。
他们认为，气体压力与温度之间存在着一个简单的关系：一定体积的气体在受热时，压力以正比关系随温度而上升；反之，温度下降时压力也下降。
恒星内部压力极大的原因在于温度高。
这种热量是由核反应产生的。
恒星的质量越大，平衡引力所需要的中心温度也就越高。
为了维持这种高温，质量越大的恒星必须越快地燃烧，从而放出更多的能量，因此一定比质量小的恒星更亮。
在恒星的大半生中，氢聚变成氦是为恒星提供能源的主要反应，这种反应要求很高的温度来克服作用于核之间的电斥力。
聚变能可以使恒星维持几十亿年，不过核燃料迟早会越来越少，从而使恒星反应堆开始萎缩。
发生这种情况时压力支撑台已岌岌可危，恒星在这场与引力的长期斗争中开始溃退。
从本质上讲恒星已是在苟延残喘，只是通过调整它的核燃料储备来推迟引力坍缩的发生。
但是，从恒星表面流出并进入太空深处的能量在加速恒星的死亡。
依靠氢的燃烧估计太阳可以存活100亿年左右。
今天，太阳的年龄约为50亿年，它消耗了一半左右的核燃料储备。
今天我们完全不必惊慌失措。
恒星消耗燃料的速度极大程度上依赖于它的质量。
大质量恒星核燃料的消耗要比小质量恒星快得多，这是毫无疑问的，因为大质量星既大又亮，因而辐射掉的能量也就越多。
超额的重量把气体压得很密，温度又高，从而加快了和局边的反应速度。
例如，10个太阳的恒星在1千万年这么短的时间内就会把它的大部分氢消耗殆尽。
大多数恒星最初主要由氢来组成。
氢“燃烧”使质子巨变为氦核，后者由两个质子和两个中子组成。
氢“燃烧”是最为有效的能源，但却不是唯一的核能源。
如果核心温度足够高，氦核可以聚变成碳，并通过进一步的聚变生成氧、氖以及其他一些元素。
一棵大质量恒星可以产生必要的内部温度——可达10亿度以上，从而使上面的一系列核反应得以进行。
但随着每一种新元素的慢慢出现产能率下降。
核燃料消耗得越来越快，恒星的组成开始逐月变化，然后逐日变化，最后每小时都在变化。
它的内部就像一个洋葱，越往里走，每一层的化学元素以越来越疯狂的速度依次合成。
从外部看来，恒星像气球那样膨胀，体积变得十分巨大，甚至比整个太阳系还大。
这时天文学家称之为红超巨星。
这条核燃烧链终于终止于铁元素，因为铁有特别稳定的核结构。
合成比铁更重元素的核聚变实际上要消耗能量而不是释放能量。
因此，当恒星合成了一个铁核，它的末日便来临了。
恒星中心区一旦不能再产生热能，引力必然会占上风。
恒星摇摇晃晃地行走在灾变不稳定的边缘，最后终究跌进它自己的引力深渊之中。
这就是恒星内部所发生的事，而且进行得很快。
由于恒星的铁核不可能再通过核燃烧产生热量，因而也就无法支撑它自身的重量，它便在引力作用下剧烈压缩，甚至把原子都碾得粉碎。
最后，恒星核区达到原子的密度，这时一枚顶针的体积便可容纳近1万亿吨的物质。
在这一阶段，恒星的典型直径为200公里，而核物质的坚硬性将引起恒星核区的反弹。
由于引力的吸引作用极强，这种反弹力所经历的时间只有几毫秒。
当这场戏剧性事件在恒星中心区展现之际，外围各层恒星物质在一场突发性的灾变中朝核区坍缩。
数以万亿吨计的物质以每秒几万公里的速度向内暴缩，与正在反弹着的比金刚石更坚硬的致密恒星核区相遭遇，发生极为强烈的碰撞，同时穿过恒星向外发出巨大的激波。
同激波一起产生的还有巨大的中微子脉冲。
这些中微子是恒星在最后核裂变期间从它的内区突然释放出来的。
在这次核裂变中，恒星内原子的电子和质子被紧紧地积压在一起而形成了中子，恒星核区实际上成了一个巨大的中子球。
激波和中微子两者一起携带着巨额能量穿过恒星外部各层向外传递。
被压缩了的物质的密度非常高，即使是极其微小的中微子也得费尽周折才能冲开一条出路。
激波和中微子携带的能量有许多为恒星外层所吸收，结果导致恒星外层发生爆炸。
接着是一场核浩劫，其剧烈程度是无法想象的。
在几天时间内恒星增亮至太阳光的100亿倍，不过在经过几个星期后又逐渐暗淡下去。
在像银河系这样的典型星系中，平均每百年出现2至3颗超新星，历史上天文学家对此已有记载，并深感惊讶。
其中最著名的一个由中国和阿拉伯观测家于1054年在巨蟹座中发现的。
今天，这颗已遭毁灭的恒星看上去就象一团很不规则的膨胀气体云，称为蟹状星云。
（2）在研究恒星演化方面取得的另一个进展来自对球状星团中恒星的分析。
一个星团中的恒星距离我们都差不多同样远，所以它们的视星等和它们的绝对星等成正比。
因此，只要知道它们的星等，就可以绘制出这些恒星的赫－罗图。
结果发现，较冷的恒星在主星序中，而较热的恒星似乎有离开主星序的倾向。
它们依照燃烧速率的高低及老化的快慢，遵循着一条确定的曲线，显示出演化的各个阶段：首先走向红巨星，然后折返回来，再次穿过主星序，最后向下走向白矮星。
根据这一发现，再加上某些理论论方面的考虑，霍伊耳绘制出了一幅恒星演化过程的详细图画。
根据霍伊耳的观点，演化的早期，一颗恒星的大小或湿度变化很小。
（我们的太阳现在正处在这种状态，并将维持很长的时间）因为恒星在其炽热的内部将氢转变为氦，所以在恒星的中心氦积累得越来越多。
当这个氦核达到一定的大小，恒星的大小和温度开始发生剧烈地变化，体积急剧膨胀，表面温度降低。
也就是说，离开主星序朝红巨星的方向运动。
恒星质量越大，到达这个转折点就越快。
在球状星团中，质量较大的恒星已经沿着这一途径走过了不同的演化阶段。
膨胀后的巨星虽然温度较底，但因表面积比较庞大，所以释放出比较多的热量。
在遥远的未来，当太阳离开主星序时，或在那之前，它可能会热得使地球上的生命无法忍受。
不过，这将使几十亿年以后的事了。
可是，氦核到底是如何膨胀成为红巨星的呢？霍伊耳认为，氦核本身收缩，结果温度升高，使氦原子核聚合成碳，从而释放出更多的能量。
这种反应的确是可以发生的。
这是一种非常罕见而几乎不可能发生的反应。
但是红巨星中氦原子的数量十分庞大，所发生的这类聚合反应足以提供其所必需的能量。
霍伊耳进一步指出，新的碳核继续变热，从而开始形成像氧和氖一类的更复杂的原子。
在发生这一过程时，恒星正在收缩并再次变热，朝主星序返回。
此时恒星开始变为多层，就像洋葱头一样。
它有一个由氧和氖构成的核，核外面是一层碳，再外面是一层氦，而整个恒星由一层尚未转变的氢包围着。
然而，与消耗氢的漫长岁月比较起来，恒星消耗其它燃料的时间就如同速滑雪橇一样飞驰而过。
它的寿命维持不了多久，因为氦聚变等所释放的能量只有氢聚变的1／20而已。
在一个比较短的时间内，保持恒星膨胀状态所需要的抗拒自身引力场强大引力的能量变得不足，从而使恒星更加快地收缩。
它不仅收缩到正常恒星的大小，而且进一步收缩到白矮星的大小。
在收缩当中，恒星的最外层会被留在原处，或被收缩而产生的热喷开。
于是白矮星被包围在膨胀的气体层当中。
当我们用望远镜观测时，边缘的地方看上去最厚，因此气体最多。
这种白矮星好象是被“烟圈”环绕着。
因为它们周围的烟圈好象是看得见的行星轨道，所以把它们叫做行星状星云。
最后，烟圈不断膨胀而变得很薄，再也看不到了，我们看到的像天狼B星一类的白矮星周围就没有任何星云状物质的迹象。
白矮星就是这样比较平静地形成的；而这种比较平静的“死云”正是像我们的太阳一类恒星和比较小的恒星未来的命运。
而且，如果没有意外干扰的话，白矮星会无限延长寿命，在此期间，它们会漫漫冷却，直到最后再也没有足够的热度发光为止。
另一方面，如果白矮星像天狼B星或南河B星那样是双星系统中的一颗，而另一颗是主星序的星，而且非常接近白矮星，那么将会有一些令人兴奋的时刻。
主星序星在自己的演化过程中膨胀时，它的一些物质在白矮星强大引力场的吸引下，可能会向外漂移而进入白矮星的轨道。
在偶尔的情况下，有些轨道物质会旋落在白矮星的表面，在那里受到引力压缩而引起聚变，从而放出爆发性的能量。
如果有一块特别大的物质落到白矮星的表面，则放射出的能量可能大到从地球上都可以看到，于是天文学家便记录下有一颗新星出现。
当然，这种事会一再发生，而“再发新星”确实是存在的。
但是这些不是超新星。
超新星是从哪里来的呢？为了回答这个问题，我们必须从比我们的太阳大得多的恒星谈起。
这些巨大的恒星相当稀少（在各类天体中，大质量恒星的数目比小恒星的少），30颗恒星中大概只有1颗比太阳质量大。
即使如此我们的银河系大约也有70亿颗恒星。
大质量恒星引力场的引力比小恒星的大，在这种较强引力的作用下，其核也挤压得比较紧，因此核更热，聚变反应超越脚下恒星的氧－氖阶段后仍能继续进行。
氖进一步结合形成镁，镁又能结合形成硅，然后硅再结合形成铁。
在其寿命的最后阶段，这种恒星可能会由6个以上的的同心壳层组成。
各自消耗不同的燃料。
这时中心温度可达摄氏30亿——40亿度。
恒星一旦开始形成铁，它就到达了死亡的终点，因为铁原子的稳定性最高而所含的能量最少。
无论是铁原子转变成复杂的原子还是转变成简单的原子，都必须输入能量。
而且，当核心温度随年龄增长时，辐射压力也随着增加，并且与温度的4次方成正比，即当温度升高到2倍时，辐射压力会增加到6倍，因此辐射压力和引力之间的平衡变得更加脆弱。
根据霍伊耳说法，最后，中心的温度上升得非常高，从而使铁原子变成氦。
但是要发生这种情况，正如刚刚说过的，必须给铁原子输入能量。
当恒星收缩时，可以利用它所得到的能量把铁转变成氦。
然而，所需的能量时如此巨大，根据霍伊耳的假定，恒星必须在一秒中左右剧烈地收缩成原来体积的极小一部分。
当这种恒星开始崩溃时，它的铁核仍被大量尚未达到最大稳定性的原子包围着。
随着外层的崩溃，原子的温度升高，这些仍然可以结合的物质以下自全部“点火”，结果引起一场大爆发，将恒星外层物质从恒星体内喷出去。
这种爆发就是超新星。
蟹状星云就是由这种爆发形成的。
超新星爆发的结果，将物质喷发到空间，这对于宇宙的演化具有巨大的重要性。
在宇宙大爆炸时，只形成了氢和氦。
在恒星的核内则陆续形成其它更复杂的原子，一直到铁原子。
如果没有超新星的爆发，这些复杂原子会锁在恒星的核内，一直到白矮星。
通常只有极少量的复杂原子通过行星状星云的晕进入宇宙中。
在超新星爆发的过程中，恒星较内层的物质会被有力地喷射到外围空间，爆发的巨大能量甚至能够形成比铁原子更复杂的原子。
喷射到空间的物质会已经存在的尘埃气体云，并且成为形成富含铁及其它如金元素的“第二代新恒星”的原材料。
我们的太阳可能是一颗第二代恒星，比一些无尘埃球状星团的老恒星年轻得多。
那些“第一代恒星”则金属含量很低而氢含量很高。
地球是从诞生太阳的同一残骸中形成的，所以含铁非常丰富，这些铁也许一度存在于几十亿年前爆发的一颗恒星的中心。
可是在超新星爆发中已经爆发的恒星，其收缩部分的情况又是如何呢？它们形成白矮星吗？体积和质量更大的恒星只是形成体积和质量更大的白矮星吗？1939年，在美国威斯康星州威廉斯湾附近的叶凯士天文台工作的印度天文学家张德拉塞卡计算出，大于太阳质量1.4倍以上的恒星，不可能通过霍伊耳所描述的正常过程变成白矮星，从而第一次指出，我们不能期望有越来越大的白矮星。
这个数值现在叫做“张德拉塞卡极限”。
事实上，结果证明到目前为止所有观测到的白矮星质量都低于张德拉塞卡极限。
张德拉塞卡极限存在的理由是，由于白矮星的原子中所含的电子相互排斥，因而使白矮星不能再继续收缩下去。
随着质量的增加，引力强度也增加；达到1.4倍太阳质量时，电子排斥力变得不足以克服白矮星的收缩力，白矮星将坍缩成更小更致密的星体，而使亚原子粒子实际上互相接触。
这种星体必须等待利用可见光以外的辐射来探测宇宙的新方法发明之后，才能探测出来。
恒星的演变过程是怎样的？（例如…白矮星…黑洞）
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(-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-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-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<M<0.35M⊙的恒星：氢能点火，氢熄火后，氢核心区将达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。
0.35<M<2.25M⊙的恒星：它的主要特征是氦会点火而出现氦闪光。
2.25<M<4M⊙ 的恒星：氢熄火后氢能正常地燃烧，但熄火后，碳将达不到点火温度。
这里的反应有： 在He反应初期,温度达到108K量级时，CNO循环产生的13C，17O能和4He发生新的(α,n)反应，形成16O和20Ne，在He反应进行了很长时间后，20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收两个4He形成的22Ne能发生(α,n)反应形成24Mg和25Mg等，这些反应作为能源并不重要，但发出的中子可进一步发生中子核反应。
4<M<8→10M⊙的恒星，这是一个情况不清楚的范围，或许碳不能点火，或许出现碳闪光，或许能正常地燃烧，因为这是最后的中心温度已较高，一些较敏感的因素，如：中微子的能量损失把情况弄得模糊了。
He反应结束后，当中心温度达到109K时，开始发生C,O,Ne 燃烧反应，这主要是C-C反应，O-O反应，以及20Ne的γ，α反应： 8→10M⊙<M的恒星：氢、氦、碳、氧、氖、硅都能逐级正常燃烧。
最后在中心形成一个不能在释放能量的核心区，核心区外面是各种能燃烧而未烧尽的氢元素壳层。
核燃烧阶段结束时，整个恒星呈现由内至外分层（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）结构。
2．4恒星的终局 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 -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×-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。
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