恒星由星際物質組成。早在17世紀，牛頓就提出了散布在太空中的彌散物質在引力作用下可以凝聚成太陽和恒星的觀點。經過天文學家的努力，這壹思想逐漸發展成為壹個相當成熟的理論。觀測表明，星際空間中存在許多由氣體和塵埃組成的巨大分子雲。1969加拿大天體物理學家理查森·b·拉森(Richardson B. Larson)在他所在的加州理工學院寫下了星際物質轉化為恒星的過程。
拉森想象有壹個球狀星雲，質量和太陽完全壹樣。他使用了壹種計算過程，盡可能合理地反映了當時壹種氣體的坍縮，並探索了它的變化。他的出發點不是星際物質，而是密度增加的雲，相當於大規模坍縮物質中的壹個面包屑。因此，可以說這個雲團的密度早已超過了星際物質:達到了每立方厘米6萬個氫原子。拉森初始雲的直徑大約是這個質量後來形成的太陽半徑的500萬倍。下壹個過程發生在天文學中很短的時間內，也就是50萬年內。
起初，這種氣體是透光的:每壹個塵埃顆粒不斷地發出光和熱，完全不被周圍的氣體所包容，而是毫無阻礙地向外太空行進。這個光傳輸的初始模型也決定了氣體小球未來的演化。氣體以自由落體的形式落到中心，所以物質在中心區域堆積。壹團原本均勻分布的物質，現在變成了密度越往裏越大的氣體球。這樣中心附近的重力加速度越來越大，內部區域物質運動速度的增長最為突出。開始時，幾乎所有的氫都結合成氫分子:成對的氫原子彼此形成分子。剛開始氣體的溫度很低，壹直沒有上升。此時由於還太薄，所有的輻射都可以向外穿透，坍縮氣體的加熱作用並不明顯。再過幾十萬年，中心區域的密度才會變得如此之高，以至於那裏的氣體變得對輻射不透明，而輻射之前壹直在消耗熱量。因此，氣體球內部的壹個小核心將會升溫。後者的直徑只有原始氣體球的1/250，原始氣體球總是充滿向中心下落的物質。隨著溫度的升高，壓力會增加，最終坍縮過程會停止。這個致密的中心區域的半徑與木星的軌道半徑相近，其質量僅為整個坍縮過程中所有參與物質的0.5%。物質不斷落在內核上，它帶來的能量在撞擊內核時就變成了輻射。與此同時，地核正在收縮，溫度越來越高。
這個過程會壹直持續到溫度達到2000度左右。這時，氫分子開始分解，重新變成原子。這個變化對核心的影響很大。因此，核心再次收縮，當它收縮時，它釋放能量將所有的氫再次變成原子。這樣，新生成的核心只比今天的太陽稍大壹點。所有不斷向中心下落的外圍物質最終都會落在這個核心上，形成壹個與太陽質量相當的恒星。在以後的演變中，實際上只有這個核心起主導作用。
就像獵戶座的發光星雲。壹個直徑約為15光年的空間中含有濃縮的星際氣體，其中物質密度達到每立方厘米10000個氫原子。雖然對於星際物質來說這是壹個非常高的密度，但獵戶座星雲中的氣體比地球上可以創造的最佳真空要稀薄得多。發光氣體的總質量估計是太陽的700倍。星雲中的氣體被壹群高光度的藍星激發而發光。可以肯定的是，獵戶座星雲中有誕生於6.5438+0億年前的恒星。在這個星雲中發現的密集區域使我們能夠推斷這些區域仍然在產生恒星。
因為這樣的核心正在逐漸轉化為恒星，所以人們稱之為“原恒星”。它的輻射消耗主要靠落在上面的物質的能量來補充。密度和溫度在上升，原子正在失去外層電子。人們稱它們為電離原子。由於下落的氣體和塵埃在其周圍形成了壹層厚厚的外殼，使其可見光無法穿透，人們從外面看不到多少東西。原恒星從內部照亮外殼。直到越來越多的下落物質已經與核心融為壹體，外殼才會變得透明，星星才會突然以可見光的形式出現。其余的雲物質都在向它下落，密度在增加，所以內部溫度也在上升，直到中心溫度達到10萬K，氫聚變開始。這時，原來與太陽質量相同的塌縮雲變成了完全正常的主序星:原始太陽，壹顆恒星誕生了。
恒星的演化
(1)1926，愛丁頓指出，任何壹顆恒星的內部壹定非常熱。由於恒星的巨大質量，它的引力非常強。如果這顆恒星沒有坍縮，它必須有壹個相等的內部壓力來平衡這個巨大的引力。我們知道我們最熟悉的恒星是太陽。像大多數恒星壹樣，太陽看起來是不變的。但事實並非如此。事實上，太陽壹直在與摧毀它的力量作鬥爭。所有的恒星都是由引力結合在壹起的氣體球。如果唯壹起作用的力是引力，那麽這顆恒星會因為巨大的重量而迅速坍縮，幾個小時後就會死亡。之所以不會出現這種情況，是因為向內的引力被恒星內部壓縮氣體產生的巨大向外壓力所平衡。
20世紀50年代中期，弗雷德·霍伊爾、威廉·福勒和伯比奇首先研究了恒星爆炸理論。
他們認為氣體壓力和溫度之間存在簡單的關系:當壹定體積的氣體被加熱時，壓力隨溫度成正比上升；反之，當溫度下降時，壓力也下降。恒星內部壓力極高的原因是高溫。這種熱量是由核反應產生的。恒星的質量越大，平衡重力所需的中心溫度就越高。為了維持這種高溫，質量越大的恒星必須燃燒得越快，從而釋放出更多的能量，因此它必須比較小的恒星更亮。
在恒星生命的大部分時間裏，氫聚合成氦是為恒星提供能量的主要反應，這需要高溫來克服原子核之間的排斥力。聚變能可以讓壹顆恒星存活數十億年，但遲早核燃料會越來越少，導致恒星反應堆萎縮。當這種情況發生時，壓力支撐平臺已經岌岌可危，恒星在這種與引力的長期鬥爭中開始坍縮。本質上，恒星已經是有生命的，只有調整其核燃料儲備，才能延緩引力坍縮。然而，從恒星表面流出並進入深空的能量正在加速恒星的死亡。
依靠氫氣的燃燒，估計太陽可以存活約6543.8+000億年。今天，太陽的年齡大約是50億年，它消耗了大約壹半的核燃料儲備。今天我們完全不必驚慌。恒星消耗燃料的速度很大程度上取決於它的質量。毫無疑問，大質量恒星的核燃料消耗比小質量恒星快得多，因為大質量恒星又大又亮，所以輻射的能量越多。多余的重量把氣體壓縮得很緊，溫度很高，從而加快了局部壹側的反應速度。例如，壹顆有10個太陽的恒星，會在10萬年這麽短的時間內消耗掉大部分氫。
大多數恒星最初主要由氫組成。氫氣“燃燒”使質子變成氦核，氦核由兩個質子和兩個中子組成。氫“燃燒”是最有效的能源，但不是唯壹的核能來源。如果核心溫度足夠高，氦核可以凝聚成碳，進壹步聚變可以產生氧、氖等元素。壹顆大質量恒星可以產生必要的內部溫度——高達654.38+0億度，從而可以進行壹系列的核反應。然而，隨著每個新元素的逐漸出現，生產率下降。核燃料消耗越來越快，恒星的成分開始逐月變化，然後逐日變化，最後每小時變化。它的內部像壹個洋蔥。越往深處，每壹層的化學元素越是以越來越瘋狂的速度依次合成。從外面看，恒星像氣球壹樣膨脹，體積變得非常巨大，甚至大於整個太陽系。這時，天文學家稱之為紅巨星。
這個核燃燒鏈最後以鐵結束，因為鐵的核結構特別穩定。核聚變合成比鐵重的元素，實際上是消耗能量而不是釋放能量。所以，當壹顆恒星合成了壹個鐵芯，它的末日就來了。壹旦恒星的中心區域不再能產生熱能，引力將不可避免地占上風。這顆恒星在大災難的邊緣搖搖晃晃，最後跌入自己的重力深淵。
這是恒星內部發生的事情，而且速度非常快。由於恒星的鐵芯無法再通過核燃燒產生熱量，無法支撐自身重量，因此在引力作用下被猛烈壓縮，甚至原子也被壓碎。最後恒星的核心達到原子的密度，然後壹個頂針的體積可以容納將近1萬億噸的物質。在這個階段，恒星的典型直徑是200公裏，核物質的硬度會引起恒星核心區域的反彈。因為重力的強大吸引力，這個反彈力只需要幾毫秒。當這壹戲劇性的事件在恒星的中心區域展開時，恒星物質的外圍層在朝鮮核區域突然災難性地坍塌了。數百億噸的物質正以每秒數萬公裏的速度向內收縮，與比鉆石還堅硬的反彈致密星核碰撞，同時發出穿過恒星的巨大沖擊波。
與沖擊波壹起的，還有壹個巨大的中微子脈沖。這些中微子是在最後壹次核裂變過程中突然從恒星內部區域釋放出來的。在這種核裂變中，恒星中原子的電子和質子緊緊地堆疊在壹起，形成中子，恒星的核區實際上變成了壹個巨大的中子球。沖擊波和中微子壹起攜帶著巨大的能量穿過恒星的外層。壓縮物質的密度如此之高，以至於即使是微小的中微子也不得不掙紮著尋找出路。沖擊波和中微子攜帶的大部分能量被恒星外層吸收，導致恒星外層爆炸。接著發生了壹場核災難，其強度是不可想象的。幾天後，恒星亮到1000億倍太陽光，但幾周後逐漸變暗。
像銀河系這樣的典型星系，平均每百年就有兩到三顆超新星，這在歷史上有天文學家的記錄，深感驚訝。其中最著名的壹個是中國和阿拉伯的觀察者在1054年在巨蟹座發現的。今天，這顆被摧毀的恒星看起來像壹個非常不規則的膨脹氣體雲，被稱為蟹狀星雲。
(2)研究恒星演化的另壹個進展來自於對球狀星團中恒星的分析。星團中的恒星離我們的距離幾乎相同，所以它們的視星等與絕對星等成正比。因此，只要知道它們的星等，就可以畫出這些恒星的赫羅圖。發現較冷的恒星在主序中，而較熱的恒星似乎有脫離主序的趨勢。它們按照燃燒速率和老化速度遵循壹條確定的曲線，顯示出進化的所有階段:首先，它們走向紅巨星，然後折回，再次穿過主序，最後向下走向白矮星。
基於這壹發現和壹些理論上的考慮，霍伊爾繪制了恒星演化的詳細圖景。根據霍伊爾的說法，在演化的早期階段，恒星的大小或濕度變化很小。(我們的太陽現在就是這種狀態，而且會持續很久。)由於恒星在其熾熱的內部將氫轉化為氦，氦在恒星中心積聚得越來越多。當氦核達到壹定大小時，恒星的大小和溫度開始發生劇烈變化，體積迅速膨脹，表面溫度下降。換句話說，離開主序，向紅巨星方向移動。恒星的質量越大，到達這個轉折點的速度就越快。在球狀星團中，較重的恒星沿著這條路徑經歷了不同的演化階段。
膨脹的巨星雖然溫度更低，但由於表面積大，釋放的熱量更多。在遙遠的未來，當太陽離開主序時，或者在此之前，它可能對地球上的生命來說太熱了。然而，這需要幾十億年的時間。
然而，氦核是如何膨脹成紅巨星的呢？霍伊爾認為，氦核本身收縮，導致溫度升高，使氦核聚合成碳，從而釋放出更多的能量。這種反應確實會發生。這是非常罕見的，幾乎不可能的反應。但是紅巨星中的氦原子數量非常多，這種聚合反應足以提供必要的能量。
霍伊爾進壹步指出，新的碳核繼續升溫，從而開始形成更復雜的原子，如氧和氖。當這種情況發生時，恒星正在收縮並再次變熱，回到主序。這時候星星開始變得多層，就像洋蔥壹樣。它有壹個由氧和氖組成的內核，外面有壹層碳，外面有壹層氦，整個恒星被壹層未轉化的氫包圍著。
然而，與消耗氫氣的漫長歲月相比，恒星消耗其他燃料的時間就像壹架速度雪橇壹樣飛馳而過。它的壽命不會很長，因為氦聚變釋放的能量只有氫聚變的1/20。在相對較短的時間內，抵抗自身重力場的強大引力以保持恒星膨脹所需的能量變得不足，從而使恒星收縮得更快。它不僅縮小到正常恒星的大小，還進壹步縮小到白矮星的大小。
在收縮過程中，恒星的最外層會被收縮產生的熱量留在原地或彈射出去。所以白矮星被膨脹的氣體層包圍著。當我們用望遠鏡觀察時，邊緣看起來最厚，因此氣體最多。這顆白矮星似乎被“煙圈”包圍著。因為它們周圍的煙環似乎是可見的行星軌道，所以被稱為行星狀星雲最後，煙環不斷擴大，變得很薄，再也看不見了。沒有類似天狼星b的白矮星周圍存在星雲狀物質的跡象。
白矮星就是這樣和平形成的；而這種相對平靜的“死雲”就是像我們太陽這樣的恒星和更小的恒星未來的命運。而且，如果沒有意外的幹擾，白矮星會無限延長壽命，在此期間它們會冷卻下來，直到最後沒有足夠的熱量發光。
另壹方面，如果白矮星是類似天狼星B或南河b的雙星系統中的壹個，另壹個是主序的恒星，並且距離白矮星非常近，那麽就會出現壹些激動人心的時刻。當主序星在自身演化過程中膨脹時，它的壹些物質可能會向外漂移，進入白矮星的軌道，受到白矮星強大引力場的吸引。偶爾會有壹些軌道物質在白矮星表面向下自旋，在那裏受到重力的壓縮而引起聚變，從而釋放出爆炸能量。如果壹個特別大的物質落在白矮星的表面，發出的能量可能非常大，從地球的各個地方都可以看到，所以天文學家記錄下了壹顆新星的出現。當然，這種事情還會壹再發生，“輪回新星”確實存在。
但這些不是超新星。超新星從何而來？要回答這個問題，我們必須從比我們的太陽大得多的恒星開始。這些巨星相當罕見(在各種天體中，大質量恒星的數量少於小質量恒星)，30顆恒星中只有約1的質量大於太陽。即便如此，我們的銀河系中仍有大約70億顆恒星。
大質量恒星的引力場大於小質量恒星的引力場。在這種強大引力的作用下，它的原子核也被擠壓得很緊，所以原子核更熱，在超過腳下恒星的氧-氖階段後，聚變反應還能繼續。氖進壹步結合形成鎂，鎂可以結合形成矽，然後矽結合形成鐵。在其壽命結束時，這顆恒星可能由六個以上的同心殼層組成。每壹種消耗不同的燃料。此時中心溫度可達30億-40億攝氏度。恒星壹旦開始形成鐵，就到了死亡的盡頭，因為鐵原子最穩定，含有的能量最少。無論鐵原子轉化為復雜原子還是簡單原子，都要輸入能量。
而且，當核心溫度隨著年齡的增長而增加時，輻射壓力也隨之增加，並且與溫度的四次方成正比，即當溫度上升到兩倍時，輻射壓力會增加到六倍，因此輻射壓力與重力之間的平衡變得更加脆弱。根據霍伊爾的說法，最後，中心的溫度升得非常高，這使鐵原子變成了氦。但要做到這壹點，正如剛才所說，能量必須輸入鐵原子。當恒星收縮時，它可以利用獲得的能量將鐵轉化為氦。然而，所需的能量如此之大，以至於根據霍伊爾的假設，恒星必須在大約壹秒鐘內劇烈收縮到其原始體積的非常小的壹部分。
當這顆恒星開始坍縮時，它的鐵核仍然被大量尚未達到最大穩定性的原子所包圍。隨著外層的坍縮，原子的溫度上升，這些還能結合的物質都在下面被“點燃”，產生大爆炸，把恒星的外層從恒星中噴射出去。這次爆炸是超新星。蟹狀星雲就是由這次爆炸形成的。
超新星爆炸的結果是物質被噴射到太空中，這對宇宙的演化有著重要的意義。在大爆炸中，只形成了氫和氦。在恒星的核中，其他更復雜的原子相繼形成，壹直到鐵原子。如果沒有超新星爆炸，這些復雜的原子將被鎖在恒星的核心，壹直到白矮星。通常只有極少數復雜原子通過行星狀星雲的光環進入宇宙。
在超新星爆炸過程中，恒星內層的物質會被強行噴射到外太空，爆炸的巨大能量甚至可以形成比鐵原子更復雜的原子。
噴向太空的物質會形成現有的塵埃氣體雲，成為形成富含鐵和金等其他元素的“第二代新星”的原料。我們的太陽可能是第二代恒星，比壹些有無塵球狀星團的老恒星年輕得多。那些“第壹代恒星”金屬含量低，氫含量高。地球是由孕育太陽的同壹殘骸形成的，因此它富含鐵，鐵可能曾經存在於數十億年前爆發的壹顆恒星的中心。
但是在超新星爆炸中已經爆炸的恒星的收縮部分呢？它們會形成白矮星嗎？體積和質量較大的恒星是否只是形成體積和質量較大的白矮星？
1939年，在美國威斯康星州威廉姆斯灣附近的葉克石天文臺工作的印度天文學家張·德拉塞卡計算出，質量超過太陽1.4倍的恒星不可能通過霍伊爾描述的正常過程變成白矮星，從而首次指出，我們不能期望白矮星越來越多。這個值現在被稱為“張德拉塞卡極限”。事實上，事實證明，所有觀測到的白矮星都低於張德拉塞卡極限。張德拉塞卡極限存在的原因是白矮星原子中所含的電子相互排斥，使白矮星無法再收縮。隨著質量的增加，引力強度也增加；當它達到1.4倍太陽質量時，電子排斥力變得不足以克服白矮星的收縮力，白矮星會坍縮成更小更密的恒星，這樣亞原子粒子實際上就相互接觸了。這種恒星只有在發明了利用可見光以外的輻射探索宇宙的新方法後才能被探測到。
我們的太陽
太陽是典型的小質量恒星。它平穩地燃燒自己的氫燃料，並將其核區域轉化為氦。目前就某些核反應而言，它的核心是不活躍的，因此核心無法提供足夠高的熱能來保持太陽的破壞性引力收縮。為了防止坍縮，太陽必須向外擴展核活動，尋找未反應的氫。與此同時，氦核逐漸收縮。因此，雖然在過去的幾十億年裏，太陽內部發生了壹些變化，但它的外觀幾乎沒有變化。它的體積會膨脹，但表面溫度會略有下降，顏色會變得更紅。這種趨勢會壹直持續到太陽變成紅巨星，那時它的直徑可能會增加500倍。紅巨星階段標誌著小恒星生命終結的開始。
隨著紅巨星階段的到來，太陽這樣的恒星穩定性不復存在。太陽等恒星在其職業生涯的每個階段都是復雜、活躍和多變的。相對來說，它的行為和外貌會迅速改變。較老的恒星可能經歷數百萬年的脈沖，或者扔掉外層氣體。恒星核心區域的氦可能會點燃，產生碳、氮和氧，並提供維持恒星長時間運行所必需的能量。壹旦外殼被拋入太空，恒星就不會繼續剝離，最後它的碳氧核心就會暴露出來。
經過這段復雜的活動期，中小質量的恒星不可能不可避免地屈服於引力而開始收縮。這種收縮是不可逆的，並將持續下去，直到恒星被壓縮到壹顆小行星的大小。這顆恒星變成了天文學家所說的白矮星。因為白矮星非常小，所以極其暗淡，盡管在時間上它們的表面溫度比太陽高得多。只有在地球上用望遠鏡才能看到它們。
白矮星是遙遠未來太陽的家園。但是當太陽到達那個階段，她仍然可以保持幾十億年的熱度。它的大部分密度非常高，結果是內部熱量被有效封閉，其隔熱性能比我們現在所知道的最好的隔熱材料還要好。然而，熱輻射在寒冷的外層空間緩慢泄漏，由於內部的核熔化爐是永久封閉的，因此不能再指望它有任何燃料儲備來補充這種熱輻射。我們曾經擁有的太陽現在是壹顆白矮星的殘骸，它會非常非常緩慢地冷卻下來，變得越來越暗，直到進入最終的變化形式。在這個過程中，它逐漸變硬，成為剛性極好的晶體。最終會繼續變暗，直到完全消失在黑暗的空間中。
名詞解釋
(1)顆星:
任何由熱的氣態物質組成的，能自身發熱發光的球形或近球形天體，都可以稱為恒星。自古以來，為了說明研究對象在天空中的位置，天空中的星星被劃分為幾個區域。我國春秋戰國時期，星空分為三壁四像二十八宿。在西方，巴比倫和古希臘將較亮的星星分成幾個星座，並以神話人物或動物命名。
早在16世紀，我國古代天文學家張衡、祖沖之、易航、郭守敬等就設計制造了精巧的觀測儀器，通過觀測恒星來改進歷法。1928國際天文學聯合會確定全天分為88個星座。據估計，太空中有上萬顆恒星，看似大小相近的亮點，但它們之間的差異卻很大。恒星的最小質量大約是太陽質量的百分之幾，最大大約是太陽質量的幾十倍。
因為每顆恒星的表面溫度不同，所以它發出的光的顏色也不同。科學家根據光譜特征對恒星進行分類。光譜相同的恒星，表面溫度和物質成分都是壹樣的。
明星的壽命也是千差萬別。大質量恒星含氫量較多，其中心溫度遠高於小質量恒星，能量消耗也比小質量恒星快，因此衰老速度快，只能活654.38+0萬年，而小質量恒星的壽命卻長達654.38+0萬億年。
我們宇宙中的恒星是什麽時候誕生的？壹般認為宇宙形成於15億年前。根據大多數天文學家的說法，恒星形成的高峰期是在70億至80億年前。天文學家的最新觀測表明，宇宙中大量的恒星可能比以前認為的更早誕生。由愛丁堡大學、倫敦帝國理工學院和卡文迪什實驗室的科學家組成的研究小組1999年在英國《自然》雜誌上發表論文稱，他們在壹個遙遠的塵埃星系中觀察到年輕恒星快速形成的跡象。這些恒星形成的時間估計約為6543.8+0.2億年前，比壹般認為的要早約50億年。天文學家是通過使用英國制造的水下呼吸器照相機獲得這壹發現的。
半數以上的明星並不是單個存在的，他們往往組成大大小小的群體。其中兩顆稱為雙星，三五組稱為多星，幾十顆、幾百顆甚至上千顆稱為星團，連接松散的稱為星系。恒星的結構可分為外層大氣和內部結構。恒星大氣可以直接觀測到。從內到外分為光球、彩球、星冠。正常恒星的大氣處於流體平衡狀態。在光球層以下，直到核心的中心被稱為恒星內部。內部結構用壓力、溫度、密度隨深度的變化來表示。恒星的內核是由核反應產生的。
(2)主序列:
在我們附近的恒星中，根據亮度與溫度的非常規律的比例來判斷，明亮的似乎是熱的，而暗淡的似乎是冷的。如果將各種恒星的指示溫度與它們的絕對星等相對照作圖，我們所熟悉的大多數恒星將落入壹個從暗冷慢慢上升到亮熱的窄帶中。這個帶稱為主序。它最早是由美國天文學家H.N .羅素在1913年繪制的，隨後天文學家hertzsprung也做了同樣的工作。因此，表示主星序列的圖形稱為hertzsprung-Russell圖。縮寫為赫爾-羅托。
並非所有的恒星都屬於主序。溫度較高的白矮星和溫度相對較低的紅巨星不屬於主序。雖然有些紅巨星的表面溫度相當低，但絕對星等很高。這是因為它們的物質以稀薄的方式擴散到大體積中。雖然單位面積熱量不高，但是巨大的表面積還是相當熱的。在這些紅巨星中，參宿四和心宿二最為著名。1964年，科學家發現壹些紅巨星甚至冷到大氣中含有大量水蒸氣；在我們太陽的較高溫度下，這些水蒸氣會分解成氫氣和氧氣。
壹* * *有四個。