恒星的演化
原恒星的形成
原恒星被认为形成于星际介质中。

广阔的恒星之间的空间存在着气体和尘埃。

星际物质在宇宙空间的分布并不均匀。

在引力作用下，某些地方的气体和尘埃可能相互吸引而密集起来，形成云雾状。

称为“星云”。

而星云在适当的条件下便孕育着原始的恒星。

星云的主要成分是氢气和氮气，还有少量的尘埃。

星云的温度很低，约100K左右。

在忽略旋转,,磁场等因素的前提下,由于温度低，向内引力作用超过向外的压力星云将塌缩，星云塌缩的最小质量称为jeans质量。

当星云质量大于jeans质量时，星云的热压力不足以抵抗引力，便发生塌缩，并分裂成小云块，随着密度的升高，jeans质量下降，星云不断碎裂，持续时间(f- f时标)约为几百万年。

随着密度的上升，核心区域变得不透明，温度迅速上升，金斯质量增大，星云停止分裂。

开始塌缩，形成原恒星。

原恒星以Kelvin-Helmhotz 时标收缩，自引力势能转化为内能，温度进一步升高。

随着温度升高，原恒星逐渐达到准流体静力学平衡的慢收缩阶段。

此时虽然原恒星内部温度升高但还没有达到H点火的温度，称为前主序星阶段。

前主序星演化
在最开始的百万年里，因星体内部的温度很低，不透明度比较大，星体内部完全对流传能。

随着坦缩不断地进行，核心温度逐渐升高，不透明度下降，形成一个辐射核心。

当辐射核心大到一定的程度，能量能够从对流包层传输出来，光度增加。

直到核心氢燃烧开始。

进入零龄主序(zero-age main sequence star)。

恒星的光度温度有所增加，半径略微减小。

前主序星的有效温度与半径，光度与有效温度的关系为：
在H-R 图上的演化是一条斜率为12/5的斜线
半径随时间的演化为：
随着天体坍缩，有效温度、光度均在增长。

具有不同质量的原恒星形成不同质量的恒星，在形成过程中，在H-R图上沿不同的路径演化。

质量越高的恒星，其原恒星演化到主序的时间越短，在主序上的位置越高.
当原恒星温度升高到点燃H，核心的H燃烧，则进入主序星阶段。

主序阶段演化
恒星到达主序，热核反应（H燃烧）开始进行，成为零龄主序恒星，光度约为现在太阳光度的2/3。

后恒星略微收缩，达到流体静力学平衡，称为主序星。

主序星阶段的演化为
1 零龄主序(main-ZAMS) zero age main sequence star, 刚刚开始核心H燃烧的恒星，在H-R 图上占据主序带的最左侧。

2主序演化时标—核反应(4 H→4He +γ) 时标。

显然恒星的质量越大，在主序阶段的寿命越短。

3 随着核反应的进行，核心区的H 元素丰度逐渐减小，直至枯竭，全部转变成4He。

4演化路径：随核反应的进行→核心区粒子数n↓→P↓→核心收缩R↓→核心区温度T↑，核反应产能率ε↑→光度L↑→包层压力P↑→恒星半径R↑。

主序后演化
当恒星进入主序星阶段后，既满足流体静力学平衡和热力学平衡条件，除了化学丰度之外，它们的结构和演化就完全唯一地由初始质量决定。

这叫做Russell-Vogt 原理。

不同质量恒星的演化过程有差异。

根据恒星演化的最终方式不一样，按质量大小可以分为以下三种类型：
1 大质量恒星（> 10倍太阳质量）核塌缩型超新星爆发，形成中子星或黑洞。

2中等质量恒星（2~ 10倍太阳质量）形成碳氧白矮星。

3低质量恒星（< 2倍太阳质量）形成氦白矮星。

H枯竭后的演化
无论大、中、低质量的恒星在演化过程中都面临着核心氢燃尽的情况，但小、中、大质量恒星在这阶段的演化并不完全相同。

对于中等质量的恒星如果H燃烧形成的He核心如果氦核心质量Schönberg-Chandrasekhar 极限质量，核心在不断地塌缩释放引力能,升温，因镜象法则，外包层在不断地向外膨胀，恒星离开主序在H-R图上向右移动，对应着Hertzsprung gap。

后因包层继续膨胀，恒星表面的温度下降到T e＜7×1000K，内部出现部分电离区,使得外层绝对梯度下降,从恒星表面向内形成对流包层,逐渐向内延伸,在H-R图上几乎沿着Hayashi line垂直攀升，进入红巨星（RGB）阶段。

对于低质量恒星，核心H枯竭，体积膨胀，恒星离开主序在H-R图上向右移动，对应着亚巨星支。

低质量恒星在壳层氢燃烧的过程中，恒星可以始终处于HE和TE，在H-R图上演化不存在Hertzsprung gap。

在亚巨星支核心质量在缓慢的增长, 并伴随着不断地收缩,而包层不断地向外膨胀。

使得燃烧壳层越来越薄。

氦核心达到简并，同时包层因温度降低，出现大规模对流，在H-R图上几乎沿着Hayashi line垂直攀升。

恒星此时开始红巨星支(RGB) 演化。

红巨星阶段的演化
进入红巨星阶段后，对于低质量恒星:
随着壳层氢燃烧的进行→简并的氦核质量在不断增大→核心缓慢的收缩→红巨星半径、光度不断地增大. 高光度意味着壳层氢燃烧越迅速→使得核区质量更迅速的增长→随光度增长,红巨星演化越来越迅速,氢燃烧壳层的质量越来越小(薄)→因光度增长,说明,氢燃烧产能率增加, 壳层温度越来越高，导致简并氦核温度越来越高→当攀升到红巨星支的顶点,氢燃烧壳层的质量只有10-3M⊙,光度L = 2000 L⊙, 氦核质量约为0.45 M⊙，核区温度接近108K，氦被点燃，因为简并物质的核燃烧不稳定，导致氦闪(helium flash)。

RGB演化结束。

对于中等质量的恒星核心到达氦点火温度时，仍然处于非简并状态，不经历氦闪。

在氦燃烧阶段演化
对于低质量恒星氦闪只持续几秒钟。

这巨大的能流几乎全部被外围并包层吸收，使其急剧膨胀。

但并不导致星体的爆发与瓦解。

它使星体的光度增长几百倍以上，表面温度下降并不多，半径增长几十倍以上。

在HR图上，它呈现为一颗光度几乎竖直急剧上升的红巨星（星等增亮两、三个星等）,氦闪结束后，这类小质量恒星光度下降到大约100L⊙左右，在平稳核心氦燃烧阶段，它们进入H-R图的水平分支（简称为HB分支）阶段。

水平支的恒星其包层内部出现氦，氢的部分电离区，动力学不稳定，形体大规模脉动，表现为RR Lyrae variables.
对于中等质量的恒星不会发生He闪。

He燃烧开始阶段主要的核反应为。

随着C12丰度的增加，反应，也会大规模的进行。

在He燃烧阶段的大
部分时间内，核心半径R变化非常小，它非常缓慢地增加，直到当He丰度X下降到0.3，只是在He燃烧的最后阶段(X＜0.1)，核心收缩，He核心R明显地下降，应注意对流超射会影响恒星的演化，这是因为在中心氦燃烧期间，对流扩大了对流核心。

进入水平支阶段。

渐进巨星支与热脉冲
核心核燃烧尽后进入渐进巨星支阶段。

其过程如下
核心He枯竭（CO核）→R c↓→T c↑→壳层He和H燃烧→L↑ R↑ T↓。

在H-R图上，恒星向右上方再次攀升成为红超巨星。

在H-R图上当恒星移至渐进巨星支顶点：恒星壳层He闪（不稳定燃烧）→恒星脉动（热脉冲）→ 抛射红巨星的包层（25%-60%质量）→行星状星云+ 高温简并CO核心。

其中热脉冲的基本图像为：在氦燃烧壳层的上面，氢被点燃→
→氢、氦燃烧壳层的热核聚变反应
→使星体外包层膨胀、冷却
→脉冲放大
→氢燃烧壳层熄火、氦壳层增厚平稳燃烧
→星体收缩、直到H具有足够的温度
行星状星云与白矮星
在H-R图上当恒星向左方移动。

内部过程：核心收缩→T↑行星状星云向外弥散CO核心坍缩成白矮星。

白矮星冷却:在H-R图表现为,恒星向右下方移动。

内部过程：白矮星冷却→黑矮星.
白矮星比通常的恒星要小很多，质量与太阳差不多，大小与地球比较接近。

其物态组分与理想气体完全不一样，靠电子的简并压力抗拒引力的作用，来维持天体的结构。

行星状星云：低质量恒星在死亡时抛出的气体包层，受到中心高温白矮星的辐射电离而发光。

通常为环形，年龄不超过50000 yr。

大质量恒星(M＞12 M⊙)与超大质量恒星(M > 25 M⊙)的
演化
大质量恒星的演化：O型星→蓝超巨星→黄超巨星→红超巨星→超新星
超大质量恒星的演化：O型星→蓝超巨星→红超巨星→WR星→Ib/Ic型超新星+中子星/黑洞
总结
通常恒星演化要经历：
• 核心氢燃烧的主序星阶段(Main Sequence )
• 核心氢燃烧枯竭后的红巨星阶段(Red Giant Branch )
• 经历氦闪或不经历氦闪进入核心氦燃烧的水平支阶段(He core flash，Horizontal Branch )
• 核心氦燃烧枯竭后的渐进巨星支阶段(Asymptotic Giant Branch )
• 热脉冲形成行星状星云和白矮星；或者进入碳主序
•大质量恒星形成洋葱结构。