一、恒星演化的概念
恒星演化就是一颗恒星诞生、成长成熟到衰老死亡的过程，恒星演化是是十分缓慢的过程。天文学家根据对各种各样的恒星的观测和理论研究，弄清楚了恒星的一生是怎样从孕育到诞生，再从成长到成熟，最后到衰老、死亡的整个过程。
恒星的生命是十分漫长的,在其生命的主要阶段,演化也是十分缓慢的。根据放射性元素的测定，地球的年龄已经46亿年了。作为恒星的太阳,年龄当然不会比地球小。像我们人类一样，恒星也有各自的年龄，它们中间也有年轻、中年和老年之分。一颗恒星从诞生到死亡，要经过几百万年甚至上百亿年的时间。
二、恒星的诞生
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。
在巨分子云环绕星系旋转时，一些事件可能造成它的重力坍缩。巨分子云可能互相冲撞，或者穿越旋臂的稠密部分。邻近的超新星爆发抛出的高速物质也可能是触发因素之一。最后，星系碰撞造成的星云压缩和扰动也可能形成大量恒星。
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恒星。
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，这被称为包克球。
质量非常小的原恒星温度不能达到足够开始氢的核融合反应，它们会成为棕矮星。恒星和棕矮星确切的质量界限取决于化学成分，金属成分（相较之下比氦更重的元素）越多的界限越低。金属成分和太阳相似的原恒星，其界限大约是0.075太阳质量。质量大于13木星质量（MJ）的棕矮星，会进行氘的融合反应，而有些天文学家认为这样的恒星才能称为棕矮星，比行星大但比棕矮星小的天体则被分类为次恒星天体。这两种类型，无论是否能燃烧氘，它的光度都是黯淡并在数亿年的岁月中逐渐冷却，慢慢的步向死亡。
质量更高的原恒星，核心的温度可以达到1,000万K，可以开始质子-质子链反应将氢先融合成氘，再融合成氦。在质量略大于太阳质量的恒星，碳氮氧循环在能量的产生上贡献了可观的数量。核融合的开始会导致流体静力平衡短暂的失去，这是核心向外的“辐射压”和恒星质量引起的“重力压”之间的平衡，以防止恒星进一步的“重力塌缩”，但恒星迅速的演变至稳定状态。
新诞生的恒星有各种不同的大小和颜色。光谱类型的范围从高热的蓝色到低温的红色，质量则从最低的0.085太阳质量到超过20倍的太阳质量。恒星的亮度和颜色取决于表面的温度，而表面温度又由质量来决定。
新诞生的恒星会落在赫罗图的主序带上一个特定的点。小而冷的红矮星以缓慢的入速度燃烧氢，可以在主序带上滞留数百亿年，而质量大且热的超巨星只能在主序带上逗留数百万年。像太阳这种大小居中的恒星，在主序带上停留的时间大约是100亿年。太阳被认为正在期寿命的中间点上，因此它还在主序带上。一但恒星消耗掉核心内大部份的氢之后，它就会离开主序带。
三、恒星的成熟
依据恒星诞生时的质量，在经历数百万至数十亿年后，在核心持续进行的核融合反应在核心累积了大量的氦。质量越大和越热的恒星制造氦的速度比质量小和冷的恒星更快。
累积的氦，密度比氢更高，因为自身的压缩和核反应的持续进行而逐渐增加。必须借由更高的温度抵抗因压缩而增强的重力，来维持稳定的平衡。
最后，核心能供应的氢会被耗尽，就没有由氢的核融合产生向外的压力来抵抗重力。它将收缩直至电子简并变得足以抵抗重力，或是核心有足够的温度（一亿度K）可以燃烧氦，哪一种情况会先发生取决于恒星的质量。
低质量恒星：在低质量恒星停止经由核反应产生能量之后，会发生什么事情，目前还无法直接得知：目前认知的宇宙年龄只有137亿岁，比低质量恒星会停止核反应的时间还短（在某些情况下，少了几个数量级），所以目前的理论都是根据计算机模拟塑造的。
质量低于0.5太阳质量的恒星，在核心的氢融合停止之后，很单纯的只是因为没有足够的质量在核心产生足够的压力，因此不能进行氦核的融合反应。它们将成为红矮星，像是比邻星，其中有些的寿命会比太阳长上数千倍。目前的天文物理学模型认为0.1太阳质量的恒星，在主序带上停留的时间可以长达6兆年，并且要再耗上数千亿年或更多的时间，才会慢慢的塌缩成为白矮星。如果恒星的核心变得停滞（被认为有点像现在的太阳），它将始终都被数层氢的外层包围着，这些也许都是在演化中产生的氢层。但是，如果恒星有着完全的对流（这种想法被认为是低质量恒星的主角），在它的周围就不会分出层次。果真如此，它将如同下面所说的中等质量恒星一样，它将在不引起氦融合的情况下发展成为红巨星；换言之，它将单纯的收缩，直到电子简并压力阻止重力的崩溃，然后直接转变成为白矮星。
中等尺度恒星：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。
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。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）。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，特别是碳和氧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。
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