图解:太阳面对地球的一面几乎全部爆发了剧烈的粒子活动。这张来自太阳动力学的异乎寻常的紫外线快照向我们展示了处于粒子喷发中期的太阳北半球。（图片来自NASA/SDO）
恒星有很长的寿命，但他们终究也会消亡。恒星，一些我们曾研究过的最大的物体，构成它们的能量来源于单个原子之间的相互作用。所以，为了了解宇宙中体积最大同时又是能量最大的物体，我们必须先理解最基本的规则。这样，当恒星的生命走到尽头，这些基本的规则就会再次开始运行，告诉我们接下来恒星会如何变化。
恒星的诞生
恒星的形成要耗费相当漫长的一段时间，在这期间，宇宙中漂浮的气体在重力作用下逐渐聚集。这些气体大部分是氢气，因为氢是宇宙中最基本也最丰富的元素，尽管有时候一些气体中可能包含其他的元素。充足的气体在重力作用下聚集在一起，同时每个原子也在吸引其他原子。
这种重力的吸引作用足以使原子相撞继而爆发出热量，实际上，当原子间相撞时，它们一边震动一边加速运动（意思是说，热能的真正来源是原子运动）。最后，当原子达到很高的温度，单个原子产生了充足的动能，它与另一个同样拥有巨大动能的原子相撞时，便不仅仅是相互反弹开那么简单。
只要有充足的能量，相撞的两个原子的核会融合在一起。值得记住的是，大部分情况下这种原子会是氢原子，这意味着每个原子里只包含了一个单个质子的原子核。当这些原子核融合在一起（适当地比喻，一个像原子核的融合一样清楚的过程）构成了有两个质子的核，也就是说新的原子创造了一个氦原子。对恒星来说，则可能融合了质量更大的原子，比如说氦，共同去创造更大的原子核。（这个过程被称作核合成，我们通常认为这也是宇宙中许多元素的构成原因。）
恒星的燃烧
所以恒星里的原子（通常是氢元素）彼此撞击时经过核合成的过程生成了高温、电磁辐射（包括可见光）和其他形式的能量——比如高能粒子。我们普遍认为这个时期的原子燃烧就是恒星的生命，我们看到的闪耀在天顶的大部分恒星都处在这个阶段。
高温生成高压——像是加热一个气球里的空气会生成压迫气球表面的压力（粗略类比）。这种压力会使原子彼此分离，但同时重力使他们聚集。归根结底，当恒星到达一种重力吸引和压力排斥的平衡，在这期间它就会以一种相对稳定的状态燃烧，直到燃料燃尽。
恒星的冷却
当一颗恒星里的氢燃料转化为氦，再转化为其他更重的元素，它会吸取越来越多的热量来为核反应积蓄。体型较大的恒星的燃料使用速度较快，因为它需要更多的能量去抵消更大的引力。（或者说，从另一个角度来看，更大的重力引起原子更迅速的相撞）尽管我们的太阳还能持续燃烧50亿年，但其实许多大质量恒星的燃料只能维持1亿年的燃烧。
当恒星的燃料即将用尽时，恒星开始逐渐冷却，没有了这些热量去抵抗引力的吸引，恒星开始失去本来的形状。
但是不是所有都会分崩离析。这些原子由费米子——质子、中子和电子组成。控制费米子的规则之一被称为泡利不相容原理，这个定理认为没有两个费米子可以处在相同的状态中，用一种有趣的方式来说明在同个地方不会存在完全相同的东西做同样的事。（玻色子则没有这方面的问题，所以它可以使光子激光器正常运行。）
印度裔物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡在1928年发现，这样造成的结果是，泡利不相容定理创造出了电子之间另一种轻微的排斥力，帮助抵抗恒星崩溃变成一颗白矮星。
中子星是另一种类型的恒星，形成于一颗恒星崩溃时——中子之间的斥力抵消了重力的崩塌。
然而，不是所有恒星都会变成白矮星或者中子星，钱德拉塞卡认为一些恒星将会拥有与众不同的命运。
恒星的消亡
钱德拉塞卡测定任何质量大于太阳的1.4倍（一个被称为钱德拉塞卡极限的质量）的恒星都不能支撑自身抵抗它自己的引力，最终会坍塌成一颗白矮星。质量达到太阳3倍的恒星则会变成中子星。
除了这些，没有足够多的物质去给恒星通过排除原理抵消引力，当一颗恒星濒临消亡时还有可能经历超新星爆发的过程，喷发足够的物质到宇宙的外部，使其降到这些极限以下，成为这类恒星之一。但是如果不这样，会发生什么？
在这种情况下，物质将在重力作用下持续地坍塌直到黑洞形成。
这就是人们所说的恒星的消亡。
参考资料
1.Wikipedia百科全书
2.天文学名词
3. Andrew Zimmerman Jones- thoughtco- Starria
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2.天文学名词
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