恆星演化
恆星的壽命和質量的關聯性。
播放媒体類太陽恆星的生命循環。
藝術家描述的類太陽恆星的生命週期。從左下角的主序星開始，然後膨脹經過次巨星和巨星的階段，直到在右上角將外層拋離，形成行星狀星雲。
恆星演化是恆星在生命過程中所經歷急遽變化的序列。恆星依據質量，一生的範圍從質量最大的恆星只有幾百萬年，到質量最小的恆星比宇宙年齡還要長的數万亿年。右方的表顯示質量和恆星壽命的關聯性[1]。所有的恆星都從通常被稱為星雲或分子雲的氣體和塵埃坍縮中誕生。在幾百萬年的過程中，原恆星達到平衡的狀態，安頓下來成為所謂的主序星。
恆星大部分的生命期都在以核融合產生能量的狀態。最初，主序星在核心將氫融合成氦來產生能量，然後，氦原子核在核心中佔了優勢。像太陽這樣的恆星會從核心開始以一層一層的球殼將氫融合成氦。這個過程會使恆星的大小逐漸增加，通過次巨星的階段，直到達到紅巨星的狀態。質量不少於太陽一半的恆星也可以經由將核心的氢融合成氦來產生能量，質量更重的恆星可以依序以同心圓產生質量更重的元素。像太陽這樣的恆星用盡了核心的燃料之後，其核心會塌縮成為緻密的白矮星，並且外層會被驅離成為行星狀星雲。質量大約是太陽的10倍或更重的恆星，在它缺乏活力的鐵核塌縮成為密度非常高的中子星或黑洞時會爆炸成為超新星。雖然宇宙的年齡還不足以讓質量最低的紅矮星演化到它們生命的尾端，恆星模型認為它們在耗盡核心的氫燃料前會逐漸變亮和變熱，然後成為低質量的白矮星[2]。
恆星的變化非常緩慢，甚至數個世紀之久也檢測不出任何變化，所以單獨觀察一顆恆星無法研究恆星如何演化。因此，天文物理學家藉其他替代方法，例如觀察許多在不同生命階段的恆星，並且使用電腦模擬來推斷恆星結構。
目录
1 恆星的誕生
1.1 原恆星
1.2 棕矮星和次恆星天體
1.3 氫融合
2 恆星的成熟
2.1 低質量恆星
2.2 中等質量恆星
2.2.1 紅巨星分支階段
2.2.2 漸近巨星分支階段
2.3 大質量恆星
2.3.1 超新星
3 恆星殘骸
3.1 白矮星和黑矮星
3.2 中子星
3.3 黑洞
4 模型
5 相關條目
6 進階讀物
7 外部連結
8 參考資料
恆星的誕生
恆星演化的簡圖。
原恆星
恆星演化開始於巨分子雲的重力塌陷。典型的巨分子雲直徑大約100光年（9.5×1014公里），並且擁有6,000,000太陽質量（1.2 × 1037Kg）以上的質量。當它塌縮時，巨分子雲會分裂成越來越小的許多片段。在每一個片段中，塌縮的的氣體會以熱能的形式釋放出重力势能。隨著它的溫度和壓力的增加，這些片段會凝結成一個被稱為原恆星的超熱旋轉氣體[3]。
進一步的發展與演化和恆星的質量有很密切的關連性；在下面，原恆星的質量都與太陽做比較：意味者以1太陽質量（2.0 × 1030Kg）作為基本的質量單位。
在巨分子云环绕星系旋转时，一些事件可能造成它的引力坍缩。 例如：巨分子雲可能互相冲撞，或者穿越旋臂的稠密部分。鄰近的超新星爆發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恆星。
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。
棕矮星和次恆星天體
大致上，質量低於0.08太陽質量（1.6 × 1029Kg）的原恆星永遠達不到氫的核融合所需要的溫度與壓力，它們被稱為棕矮星。國際天文學聯合會定義棕矮星的質量要足夠引發氘融合，它們的質量大於13木星質量（13MJ{displaystyle M_{J}}
氫融合
在人馬座的恆星密集區域。
質量更大的原恆星，核心的溫度最終將達到1,000萬K，啟動了質子-質子鏈反應，將氫融合，先是成為氘，然後成為氦。在質量略超過1太陽質量的恆星，碳－氮－氧循環的核融合反應佔了能量來源的絕大部分。核融合的啟動，很快就會導致流體靜力平衡的狀態，由核心釋放出來能量的輻射壓力與物質施加在恆星的重力達成平衡，阻止了恆星進一步的重力坍縮。恆星迅速進入穩定的狀態，因而開始其演化的主序星階段。
一顆新誕生恆星的光譜類型與座落在赫羅圖主序帶上的某個特殊位置點上，都取決於恆星的質量。相對而言，質量越小、表面溫度越低的紅矮星，氫融合的速率越慢，停留在主序帶上的時間可以長達數百億年甚至更長的時間；而質量較大、表面溫度高的超巨星，只要數百萬年就會離開主序帶。像太陽這種中等質量的恆星，停留在主序帶的時間大約是100億年左右。太陽被認為是在生命的中期，因此它目前是主序星。
恆星的成熟
最終，恆星會耗盡核心供應的氫燃料，並且離開主序帶進行下一階段的演化。沒有氫融合在核心產生向外膨脹的壓力來抵銷重力的壓縮，恆星會繼續收縮，直到電子簡併足以對抗重力，或是核心的溫度熱到足夠開始進行氦融合反應（約100MK）。至於哪一種先發生就取決於恆星的質量。
低質量恆星
迄今尚未直接觀察到低質量恆星在核融合停止後發生的情形，因為宇宙被認定的年齡只有138億年左右，比低質量恆星停止核融合的時間還要短（在某些情況下，差異達到數個數量級）。
目前天文物理的模型認為0.1太陽質量的紅矮星可以在主序帶停留的時間在6万亿年至12万亿年之間，而且溫度和光度都會逐漸地增加，並且要耗費數千億年的時間才會塌縮成白矮星[5][6]。這種恆星整體都是對流層，並且不會發展出簡併狀態的氦核與氫燃燒的殼層，或是不會將整顆恆星變成氦，所以它們不會膨脹成為紅巨星。
主序星內部的結構。對流層以迴轉的箭頭符號表示，輻射層以紅色的閃電符號表示。左邊是低質量的紅矮星，中間是中等質量的黃矮星，右邊是大質量的藍色主序星。
質量略大些的恆星可以膨脹成為紅巨星，但是沒有足夠的質量讓氦核達到氦融合所需要的溫度，所以它們不會抵達紅巨星分支頂端的溫度。當氫殼燃燒完後，這些恆星會像漸近巨星分支中的恆星一樣離開紅巨星分支，但是最後會因為較低的溫度和光度而成為白矮星[2]。質量大約是0.5太陽質量的恆星將能夠達到氦融合所需要的溫度，因此中等質量的恆星可以進一步超越紅巨星分支演化的階段。
中等質量恆星
貓眼星雲，是由與太陽有著相似質量的恆星演化成的行星狀星雲。
質量在0.5–10太陽質量的恆星會演化成紅巨星，它們是非主序帶恆星，在恆星光譜類型上是K或M類。紅巨星的顏色是紅色，而且有很大的光度，因此位置在赫羅圖的右上角。他們的例子包括金牛座的畢宿五和牧夫座的大角星。所有的紅巨星都有呆滯的核心和燃燒的氫殼層：同心殼層的最頂層仍然會將氫燃燒成氦。
中等質量恆星演化成的紅巨星在主序後的演化分成兩個階段：其惰性的核心是氦的紅巨星分支恆星，和惰性的核心是碳的漸近巨星分支恆星。漸近巨星分支的恆星在燃燒氫的殼層之內還有燃燒氦的殼層，而紅巨星分支的恆星只有燃燒氫的殼層[7]。無論在哪一種狀態，在含氫殼層中加速的燃燒都會立即超越核心，並且導致恆星的膨脹。外層遠離核心向外的膨脹，減少了引力對它們的作用，因此它們的膨脹會比能量增加所導致的更快。這會導致恆星表面溫度的下降，恆星的外層也會變得比在主序帶時的更紅。
紅巨星分支階段
紅巨星階段是緊接在離開主序帶之後的階段。起初，因為核心內部的壓力還不足以平衡重力，紅巨星分支恆星的核心會塌縮。這種重力塌縮釋放的能量立即加熱惰性核心外圍的氫殼層，使得同心殼層內的氫繼續燃燒。只有幾個太陽質量的紅巨星，核心會繼續塌縮，直到密度足以使電子的簡併壓力抗拒重力時才會停止塌縮。一旦出現這種情況，核心便達到流體靜力平衡：電子的簡併壓力就足以平衡重力的壓力[8]。核心的引力壓縮著緊貼在核心外的氫殼層，會使氫燃燒的速率比相同質量的主序星更為快速。這反而使恆星更為明亮（亮度可以增加1,000-10,000倍）並且膨脹；膨脹的程度超過光度的增加，造成有效溫度的下降。
類太陽恆星的演化。
恆星膨脹的外層是對流的，湍流讓接近燃燒區域的物質上升至恆星的表面，並和表面的物質混和。除了低質量的紅矮星之外，所有恆星的燃燒依然深入在恆星內部的這一點，所以對流是恆星演化中首度使內部由燃燒產生的物質能在表面上被觀測到。在演化的這個階段，結果是很難以捉摸的，最大的影響是對氫和氦的同位素，開始無法觀測到。碳氮氧循環出現在表面的效果是降低了12C/13C的比率，並且改變了碳和氮的比例。這些都可以使用光譜儀在許多演化中的恆星檢測出來。
當圍繞著核心的氫被開始被消耗，核心會吸收殘餘的氦，使得核心進一步的被壓縮，從而導致剩餘的氫以更快的速度燃燒。這最終會導致氦融合（其中包括3氦過程）在核心點燃。質量比太陽略大一點的恆星，可能需要耗費十億年或更長的時間才能達到引燃氦融合的溫度。
當核心的溫度和壓力足以點燃氦融合時，如果核心是在電子簡併壓力的支撐下（恆星質量低於1.4太陽質量），將會發生氦閃。質量更大的恆星，相對的會更快點燃氦燃燒。即使發生氦閃，非常迅速釋放的能量（數量級大約是108太陽能量）是很短暫的，所以可見恆星的外層相對的並不會受到干擾[9]。氦融合釋放的能量造成核心的膨脹，所以覆蓋在核心外層的氫融合速率會減緩，產生的總能量因而會下降。恆星因而收縮，但是並非完全朝向主序帶，而是在赫羅圖的水平分支上遷移，半徑逐漸萎縮而表面的溫度增加。核心的氦閃結束了紅巨星分支的演化。但是在它們演化出碳氧的核心並開始氦殼層的燃燒之前，不會遷移到更高的溫度。 這些恆星通常是觀測中見到的紅群聚，在顏色-光度圖中的集團，比紅巨星熱但較黯淡。質量越大的恆星氦核也會越大，沿著水平分支移動到更高的溫度，有些會演變成在黃不穩定帶（天琴座RR變星）的不穩定脈動星；有些會變得炙手可熱，可以在水平分支上形成藍尾或藍鈎。水平分支的確切型態取決於一些參數，像是金屬量、年齡、和氦的含量，但確切的細節仍需要進一步的模擬[10]。
漸近巨星分支階段
在一顆恆星耗盡了核心的氦之後，氦融合會在碳氧核心周圍炙熱的氦氣殼中繼續進行。恆星遵循赫羅圖上平行於原先的紅巨星，但是能量孳生的更快的漸近巨星分支軌跡繼續演化（能持續的時間也較短）[11]。雖然氦繼續在殼層中燃燒，但主要的能量還是來自更接近恆星表面的氫燃燒殼層中產生。氦從氫燃燒殼層滴入較近中心的氦殼層，週期性的使向外輸出的能量急劇的增加。這被稱為熱脈動，發生在漸近巨星分支的階段，有時甚至在進入後漸近分支階段才會發生。依據質量和組成，可能會有數次到數百次的熱脈動。
在漸近巨星分支的上升階段，會形成深入的對流帶能將和新的碳帶至表面，這被稱為二度疏浚，有一些恆星甚至可能有三度疏浚。在這種方法下會形成碳星，非常低溫和非常紅的恆星，光譜中並顯示出強烈的碳譜線。一個被稱為熱底燃燒的過程可能在碳被疏浚到表面之前將碳轉換成氧和氮，特別是在碳星簇中，這些過程之間的交互作用決定了觀察到的光度和光譜[12]。
另一類眾所周知的漸近巨星分支恆星是米拉變星，它們的脈動有著明確的週期性，從數十天到數百天不等，並且有大到10星等的亮度變化（在可見光，總光度的變化則小了許多）。在質量越大的恆星，恆星會變得越明亮，而脈動的周期也越長，導致質量的損失增加，在可見光的波長上也變得更加不透明。這種恆星在觀測上是OH/IR星，在遠紅外線的的脈動上顯示OH邁射的活動。對比於碳星，這一類恆星顯然有豐富的氧，但兩者都是由疏浚造成的。
這些中等質量的恆星最終會抵達漸近巨星分支的頂端，並且從仍在燃燒的殼層中繼續運出燃料。他們沒有足夠的質量全面性的啟動碳燃燒，所以它們會再收縮，再經歷一段後漸近巨星分支階段，中心極熱恆星產生的強烈星風和行星狀星雲。然後，中心的恆星會成為白矮星；依據恆星的類型，被逐出的氣體有比較豐富的在恆星內部創造的重元素，尤其是豐富的氧和碳。這些氣體在恆星周圍建立起被稱為星周包層的殼層，允許塵埃顆粒和分子的形成。來自中央恆星的高紅外線能量輸入，是這些星周包層形成邁射激發的理想條件。
一旦後漸近巨星分支的演化開始，很可能熱脈動也就開始了，因而產生了各式各樣不尋常和所知很少的恆星，像是被稱為再生漸近巨星分支的恆星[13]。這些可能會導致極端的水平分支星（次矮B星）、欠缺氫的後漸近巨星分支星、可變行星狀星雲的中心恆星、和北冕座R變星。
大質量恆星
蟹狀星雲是一顆恆星爆炸成為超新星之後粉碎的殘骸，它的光輝在西元1054年抵達地球。
對大質量恆星，在電子簡併壓力能夠取得優勢之前，核心就已經大到足以點燃氦融合和氫殼層的燃燒。因此，當這些恆星膨脹和冷卻時，它們的亮度比低質量恆星亮不了多少；然而，在開始的階段它們會比低質量恆星亮許多，也會比低質量恆星形成的紅巨星明亮。這些恆星不太可能在成為紅超巨星之後還活著，取而代之的是它們將摧毀自己成為II型超新星。
質量特別大的恆星（大約超過40倍太陽質量），會非常明亮和有著相當高速的恆星風。在它們膨脹成為紅超巨星之前，因為強大的輻射壓力，傾向於先剝離外面的氣體殼層，因而它們的質量損失也非常快，這導致它們在主序帶的階段都維持著表面的高溫（藍白的顏色）。因為恆星的外殼會被極端強大的輻射壓剝離，因此恆星質量的上限大約在100-150太陽質量。雖然質量較低的恆星通常不會如此快的燒掉外殼，但如果它們是靠得夠近的聯星，當它膨脹而外殼被剝離時，會與伴星結合；或是因為它們的自轉夠快，對流作用將所有的物質帶至表層，造成徹底的混合，而沒有可以分離的核心和外殼，都能避免成為紅巨星或紅超巨星[14]。
當從氫融合殼層的基部獲得融合成的氦時，核心會成長與逐漸變得更熱和更密集。在大質量的恆星，電子簡併壓力本身不足以阻止重力崩潰，所以當每一種在核心被消耗掉的元素，進一步被點燃生成更重的元素融合之火，也都能暫時的阻止重力崩潰。如果恆星的核心不是太重（質量大約低於1.4倍太陽質量，考慮到在這之前已經產生了許多質量的損耗），它也許可以如前所述的質量較低恆星，形成一顆白矮星（外面可能有行星狀星雲包圍著），不同的是這種白矮星主要是由氧、氖和鎂組成。
在核心崩潰之前，大質量恆星的核心結構是有如洋蔥般的層層排列（未按照比例）。
質量達到某種程度時（估計是2.5倍太陽質量，並且原本的質量大約是10倍太陽質量），核心的溫度可以達到光致破壞的溫度（大約是1.1GK），氖會有部分被破壞形成氧和氦，而氦又會立刻和殘餘的氖融合成鎂；然後氧融合形成硫、矽和少量其他的元素。最後，溫度會高到每一種元素都會有一部分被破壞的高溫，通常這些元素會釋放出立刻會前它元素融合的α粒子（氦核）。所以，有一些原子核能有效的重新組合成數量較少且較重的原子核，而因為組成額外的片段所釋放出的能量多於打破母原子核消耗的能量，因此淨能量是增加的。
核心質量太大不能形成白矮星，又未能達到足以承受氖轉換成氧與鎂的恆星，在融合成更重的元素之前，就將經歷重力崩潰的過程（因為電子捕獲）[15]。無論電子捕獲造成溫度增加或降低，都會在重力崩潰之前構成比原來小的原子核（像是鋁和鈉），可能在重力崩潰之前短暫的期間內對總能量的產生造成重大的衝擊[16]。這可能對其後的超新星所拋出的元素和同位素的豐度都有值得注意的影響。
超新星
一旦恆星核合成的過程產生鐵-56，鐵原子必須吸收能量才會核融合[17]，接下來的過程都將消耗能量（將碎片結合成原子核所釋放出來的能量小於將母原子核擊碎所需要的能量）。如果核心的質量大於錢德拉塞卡極限，電子簡併壓力將不足以支撐與對抗因為質量所產生的重力，核心將突然的產生崩潰，災難性的崩潰將形成中子星或黑洞（在核心的質量超過托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限的情況下）。雖然還未完全了解過程，某些重力位能的轉換使這些核心崩潰並形成Ib、Ic或II型超新星。只知道在核心崩潰時，就像在超新星SN 1987A所觀測到的，會產生巨大的微中子浪湧。極端高能量的微中子會破壞一些原子核，它們的一些能量會消耗在釋出核子，包括中子，還有一些能量會轉換成熱能和動能，因而造成衝擊波與一些來自核心崩潰的物質匯合造成反彈。在非常緻密的匯合物質中發生的電子捕獲產生了額外的中子，有些反彈的物質受到中子的轟擊，又誘發了一些核子捕獲，創造出一系列比鐵重的元素，包括放射性物質鈾在內（如下）[18]。雖然，非爆炸性的紅巨星在早期的反應和次反應中釋放出的中子也能創造出一定數量比鐵重的元素，但在這種反應下產生比鐵重的元素豐度（特別是，某一些同位素與有些穩定或長壽的同位素）與超新星爆炸有著顯著的不同。我們發現太陽系的重元素豐度與這兩者都不一樣，因此無法單獨的用超新星或紅巨星彈射來解釋被觀察到的重元素和同位素的豐度。
從核心崩潰轉移到反彈物質的能量不僅產生了重元素，還提供了它們加速和脫離所需要的逃逸速度，因而導致Ib、Ic或II型超新星的生成。目前對這些能量轉移過程的了解仍不能令人滿意，雖然目前的計算機模擬能對Ib、Ic或II型超新星的能量轉移提供部分的解釋，但仍不能充分解釋觀測到拋射出的物質所攜帶的能量[19]。從分析中子星聯星（需要兩次相似的超新星）的軌道參數和質量獲得的一些證據顯示，在觀測上氧氖鎂核心崩潰所產生的超新星可能與由鐵核崩潰的超新星有所不同（除了大小之外還有其他的不同）[20]。
目前存在的質量最大的恆星也許在超新星爆炸中因為能量超過它的重力束縛能而完全的被毀滅。這種罕見的事件，導致不穩定對，事後不會留下包括黑洞在內的任何殘骸[21]。在宇宙過去的歷史中，有些恆星可能比現存質量最大的恆星還要巨大，並且它們在結束生命時可能會由於光致蛻變立即塌縮成為黑洞。
恆星殘骸
當一顆恆星耗盡了供應的燃料之後，依據它在生命期的質量，它的殘骸可以是下面三種型態之一。
白矮星和黑矮星
1太陽質量的恆星，演化成白矮星之後的質量大約是0.6太陽質量，被壓縮的體積則近似地球的大小。白矮星是非常穩定的天體，因為它向內的重力是與恆星的電子產生的簡併壓力達到平衡，這是包立不相容原理導致的結果。電子簡併壓力提供了一個相當寬鬆的極限來抵抗重力進一步的壓縮；因此，針對給定的化學組成，白矮星的質量越大，體積反而越小。在沒有燃料可以繼續燃燒的情況下，恆星殘餘的熱量仍可以繼續向外輻射數十億年。
白矮星在剛形成時有著非常高的溫度，表面的溫度可以超過100,000K，它的內部則更為炙熱。它實在是太熱了，因此在它存在的最初1,000萬年大部分的能量是以微中子的形式失去的，但絕大部分的能量是在之後的十億年中流失[22]。
白矮星的化學成分取決於它的質量。一顆幾個太陽質量的恆星，可以進行碳融合產生鎂、氖和少量其它的元素，成為主要成分是氧、氖和鎂的白矮星。在失去足夠的質量，使它的質量低於錢德拉塞卡極限（見下文），和碳燃燒不是非常猛烈的條件下，使它不至於成為一顆超新星[23]。一顆質量的數量級與太陽相同的恆星無法點燃碳融合，因此生成的白矮星主要由碳和氧組成，並且因為質量太低，除非之後能增加質量，否則即無法產生重力崩潰（見下文）。質量低於0.5太陽質量的恆星，連氦燃燒都不能點燃（見前文），因此形成白矮星後的主要成分是氦。
在最後，所有的白矮星殘骸都將變成冰冷且黑暗，通常被稱為黑矮星的天體。但是宇宙現在還不夠老，還不足以產生黑矮星這種天體。
如果白矮星的質量增加至超越錢德拉塞卡極限，主要成分是碳、氧、氖、和/或鎂的白矮星，該極限是1.4太陽質量，則電子簡併壓力會因為電子捕獲而失效，並導致恆星塌縮。取決於化學成分和核心的前塌縮溫度，核心可能會塌縮成為一顆中子星，或是因為失控而引燃碳和氧的燃燒。因為需要較高的溫度才能重新點燃核心的燃料，所以質量越重的元素越傾向於恆星塌縮；而因為電子被捕獲進入這些元素會使核融合更容易被點燃，因此核心溫度越高的越傾向失控的核融合再反應，這會阻止核心的崩潰並導致Ia超新星的形成[24]。即使標誌大質量恆星死亡的II型超新星釋放出的總能量更多，但這一類型的超新星仍比II超新星亮許多。這無能為力的崩潰意味著不存在比1.4倍太陽質量更大的白矮星（只有超高速自轉的白矮星可能例外，因為其離心力抵消了部分的質量）。聯星之間的質量轉移可能會產生質量超過錢德拉塞卡極限的白矮星，因而產生不穩定的狀況。
如果是在一顆白矮星和一顆普通的恆星構成的密近聯星系統中，來自普通恆星的氫會在白矮星周圍形成吸積盤，因而使得白矮星的質量增加，直到白矮星的溫度引發失控的核反應。但在白矮星的質量未達到錢德拉塞卡極限之前，這種失控只會形成新星。
中子星
像泡泡的影像是在15,000年前爆炸的超新星產生的衝激波，現在仍在擴張中。
當恆星的核心崩潰時，壓力造成電子捕獲，因而使得大多數質子都轉變成為中子。原本使原子核保持分離的電磁力都消失了（按比例，如果原子核的大小像極小的灰塵，原子將有如一個足球的競賽場那麼大），恆星的核心就成為只有中子的緻密球體 (就像是個巨大的原子核)，那麼大多數恆星的核心就成為只有中子的緻密球體（就像是一個巨大的原子核），覆蓋著薄薄的一層簡併態物質（主要是鐵和其它後來添加的物質）。中子也遵循包立不相容原理，以類似於電子簡併壓力但是更為強大的力，來抗拒進一步的壓縮。
這種恆星被稱為中子星，有著極高的密度，所以它們非常的小，大小不會超過一個大城市，直徑只有10公里的數量級。它們的自轉週期由於恆星劇烈的收縮而變得很短（因為角動量守恆）；觀察到的中子星自轉週期範圍從1.5毫秒（每秒鐘超過600轉）到幾秒[25]。隨著這些恆星快速的自轉，每當恆星的磁極朝向地球時，我們就會接收到一次脈衝的輻射。像這樣的中子星被稱為波霎，第一顆被發現的中子星就是這種型態的。檢測來自波霎的電磁波輻射，通常大部分是無線電波，但也曾觀測到波長在可見光、X射線、和γ射線波段的波霎[26]。
黑洞
如果恆星的殘骸有足夠大的質量，中子簡併壓力將不足以阻擋恆星塌縮至史瓦西半徑之下時，這個恆星的殘骸就會成為黑洞。現在還不知道需要要多大的質量才會發生這種情況，而目前的估計是在2至3个太陽質量之間。
黑洞是廣義相對論所預測的天體。依據古典的廣義相對論說法，沒有物質或訊息能夠從黑洞的內部傳遞給在外部的觀測者，雖然量子效應允許這種嚴謹的規律產生誤差。目前天文學上的觀測和理論也都支持宇宙中存在著黑洞。
由於恆星經由塌縮產生超新星的機制還未被充分的了解，也不知道不經過可見的超新星爆炸，恆星是否能夠直接塌縮形成黑洞；還是超新星爆炸之後要先形成不穩定的中子星，然後再繼續塌縮成為黑洞；從最初的恆星質量到最後的殘骸質量之間的關聯性也不完全的可靠。要解決這些不確定的問題，還需要分析更多的超新星和超新星殘骸。
模型
恆星演化模型是一個可以用來計算恆星演化階段，從其形成直到成為殘骸的數學模型。恆星的質量和化學組成是輸入的項目，亮度和表面溫度是僅有的限制。模型所依據的是物理學上的公式，通常都假定是在流體靜力平衡狀態。然後廣泛的使用電腦來計算，隨著時間的推移，恆星產生的變化狀態。可以用來確定恆星在赫羅圖跨越演化軌跡的關係圖，以及其他屬性不段變化的表[27]。精確的模型可以經由它們物理性質的比較，以及它們所匹配的演化軌跡，用來估計這顆恆星當前的年齡[28]。
相關條目
- 星系的形成和演化
- 核合成
- 標準太陽模型
- 恆星天文學年表
進階讀物
Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes, Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University
- Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution 2nd. Springer-Verlag. 2004. ISBN 0-387-20089-4
外部連結
 | 維基學院中的相關研究或學習資源： |
- Circumstellar Habitable Zone Simulator
參考資料
^ Bertulani, Carlos A. Nuclei in the Cosmos. World Scientific. 2013. ISBN 978-981-4417-66-2.
^ 2.02.1 The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp. 420–432. Bibcode: 1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
^ Dina Prialnik. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. 2000. chapter 10. ISBN 0-521-65065-8.
^ Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet". IAU position statement. 2003-02-28 [2012-05-30]. （原始内容存档于2006-09-16）.
^ Why the Smallest Stars Stay Small. Sky & Telescope. November 1997, (22).
^ Adams, F. C.; P. Bodenheimer, G. Laughlin. M dwarfs: planet formation and long term evolution. Astronomische Nachrichten. 2005, 326 (10): 913–919. Bibcode:2005AN....326..913A. doi:10.1002/asna.200510440. 引文使用过时参数coauthors (帮助)
^ Hansen， Kawaler & Trimble (2004， pp. 55–56)
^ Hansen， Kawaler & Trimble (2004， pp. 62–63)
^ Alan C. Edwards. The hydrodynamics of the helium flash. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1969, 146: 445–472. Bibcode:1969MNRAS.146..445E.
^ R. G. Gratton, E. Carretta, A. Bragaglia, S. Lucatello, V. D'Orazi. The second and third parameters of the horizontal branch in globular clusters. Astronomy and Astrophysics. 2010-07-01, 517 [2018-04-02]. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/200912572 （英语）.
^ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Our Sun. III. Present and Future. The Astrophysical Journal. November 1993, 418: 457 [2018-04-02]. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/173407 （英语）.
^ van Loon; Zijlstra; Whitelock; Peter te Lintel Hekkert; Chapman; Cecile Loup; Groenewegen; Waters; Trams. Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds IV. Carbon stars and OH/IR stars. Astronomy and Astrophysics. 1998, 329 (169): 32. Bibcode:1996MNRAS.279...32Z. arXiv:astro-ph/9709119v1. 引文格式1维护：显示－作者 (link)
^ Bibcode: 1991IAUS..145..363H
^ D. Vanbeveren; De Loore, C.; Van Rensbergen, W. Massive stars (PDF). The Astronomy and Astrophysics Review. 1998, 9 (1–2): 63–152. Bibcode:1998A&ARv...9...63V. doi:10.1007/s001590050015. （原始内容 (PDF)存档于2009-03-27）.
^ Ken'ichi Nomoto. Evolution of 8–10 solar mass stars toward electron capture supernovae. II – Collapse of an O + Ne + Mg core. Astrophysical Journal. 322. 1987, Part 1: 206–214. Bibcode:1987ApJ...322..206N. doi:10.1086/165716.
^ Claudio Ritossa; 等. On the Evolution of Stars that Form Electron-degenerate Cores Processed by Carbon Burning. V. Shell Convection Sustained by Helium Burning, Transient Neon Burning, Dredge-out, URCA Cooling, and Other Properties of an 11 M_solar Population I Model Star. The Astrophysical Journal. 1999, 515 (1): 381–397. Bibcode:1999ApJ...515..381R. doi:10.1086/307017. 引文格式1维护：显式使用等标签 (link)
^ 恆星的死亡
^ How do Massive Stars Explode? 互联网档案馆的存檔，存档日期2003-06-27.
^ Supernova Simulations Still Defy Explosions. 互联网档案馆的存檔，存档日期2003-08-03.
^ E. P. J. van den Heuvel. X-Ray Binaries and Their Descendants: Binary Radio Pulsars; Evidence for Three Classes of Neutron Stars?. Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe (ESA SP-552). 2004, 552: 185–194. Bibcode:2004inun.conf..185V. arXiv:astro-ph/0407451.
^ Pair Instability Supernovae and Hypernovae. 互联网档案馆的存檔，存档日期2012-06-08., Nicolay J. Hammer, (2003), accessed May 7, 2007.
^ Fossil Stars (1): White Dwarfs
^ Ken'ichi Nomoto. Evolution of 8–10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I – Formation of electron-degenerate O + Ne + Mg cores. Astrophysical Journal. Part 1. 1984, 277: 791–805. Bibcode:1984ApJ...277..791N. doi:10.1086/161749.
^ Ken'ichi Nomoto and Yoji Kondo. Conditions for accretion-induced collapse of white dwarfs. Astrophysical Journal. 367. 1991, Part 2: L19–L22. Bibcode:1991ApJ...367L..19N. doi:10.1086/185922.
^ D'Amico, N.; Stappers, B. W.; Bailes, M.; Martin, C. E.; Bell, J. F.; Lyne, A. G.; Manchester, R. N. The Parkes Southern Pulsar Survey - III. Timing of long-period pulsars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1998, 297: 28. Bibcode:1998MNRAS.297...28D. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01397.x.
^ Courtland, Rachel. Pulsar Detected by Gamma Waves Only. New Scientist. 17 October 2008.
^ Demarque, P.; Guenther, D. B.; Li, L. H.; Mazumdar, A.; Straka, C. W. YREC: the Yale rotating stellar evolution code. Astrophysics and Space Science. August 2008, 316 (1–4): 31–41. Bibcode:2008Ap&SS.316...31D. ISBN 9781402094408. arXiv:0710.4003. doi:10.1007/s10509-007-9698-y.
^ Ryan, Seán; Norton, Andrew J. Assigning ages from hydrogen-burning timescales. Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. 2010: 79. ISBN 0-521-13320-3.
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