恒星的組成部分是熾熱的氣體，能夠發(fā)光和釋放熱量。離我們最近的恒星，就是我們太陽系中心的太陽。恒星有很多種類，其中包括變星、雙星、聚星、巨星、白矮星和超新星等。它們的質量也不盡相同，大多數(shù)恒星的質量在太陽質量的0.1倍到10倍之間。一個小型恒星只相當于一個太陽質量的百分之幾，但是一個大恒星可以達到太陽質量的上百倍。由于表面的溫度的不同，恒星還有很多種顏色，而且亮度也不同。表面溫度越高，恒星看起來就越明亮。
恒星的組成成分主要是氫元素，它占恒星總質量的大約70%。其次是氮元素，大約占恒星總質量的20%。恒星之所以能夠發(fā)光發(fā)熱，是因為內部在不斷進行熱核反應。氫原子核不斷地發(fā)生核聚變，生成氦原子核。剩下的主要是鐵元素和碳元素，還有一切含量更加稀少的其他元素。宇宙中有無數(shù)顆恒星，其中僅僅是我們肉眼能觀察到的，就有6500多顆。在我們的普遍認識中，恒星是由星際物質凝結成的，那么恒星的具體形成過程是怎樣的呢？
星云是原始恒星形成的地方。其中，我們能夠觀測到的最著名的星云是獵戶座大星云。這個星云位于獵戶座“腰帶”上三顆星的下方，其中有很多原始恒星和一些剛剛誕生的早期恒星。另一個著名的原始恒星聚集地，是M16星云，也被稱為鷹狀星云。
通過對宇宙的觀測我們能夠看到，宇宙中有很多星際塵埃和氣體，通常十分稀薄。當這些氣體和塵埃達到一定的密度，就會形成星際氣體云。在我們所處的銀河系之外，有一個被稱為M100的河外星系。這個星系和銀河系非常相似，也是由數(shù)千億顆恒星組成的龐大星系。我們通過天文觀測能夠了解到，M100星系的形狀就像是一個盤子，這就是星系盤。在星系盤中，有一個光亮的部分，這就是星系的旋臂。旋臂之間亮度不高的暗區(qū)域，大多是被高度電離的宇宙氣體。因為這些氣體具有很大的壓力，因此無法在引力作用下向內收縮，因此無法形成恒星。在星系旋臂中，因為氣體的密度很大，宇宙塵埃和原子會發(fā)生頻繁的碰撞。這樣的碰撞能夠冷卻氣體，形成分子云。這些分子云的溫度通常很低，僅為10開左右，質量相當于太陽質量的1000倍以上。
星云的質量達到一定程度，就會在自身的引力作用下開始崩塌和收縮。其中的物質被擠壓，溫度也會上升得很高。當一個星云的質量達到太陽的1萬倍時，因為內部密度不均勻，就會打破平衡。密度大的星云會更快速地收縮，這就使大型星云開始分裂，變?yōu)橹行偷男窃啤＿@個過程繼續(xù)下去，中型星云又再次分裂成小型星云。這些小星云中密度高的部分，吸收的氣體就更多，質量變得更大，并且隨著質量的增大，引力也變得更大，于是會開始向內收縮。引力產生的勢能轉化為熱能，這就導致它的內部產生高溫，溫度達到2000開時，星云進一步坍縮成一個球體，這就是原始的恒星。從宇宙中飄浮的氣體和塵埃變成一顆恒星，需要200萬年的漫長過程。
按照恒星的演化史，恒星的一生主要經(jīng)歷了星胚、主序星、紅巨星、致密星這四個階段，也是恒星的四種類型。
如果一個星系中有超新星爆發(fā)，這些爆發(fā)帶來的沖擊波和宇宙物質會向四周擴散。這會在分子云團中形成一些不均勻的物質分布，并且形成密度較高的中心。這些密度中心周圍的宇宙物質逐漸向中心聚集，變成數(shù)個小型的云團。這些云團隨著進一步收縮，溫度逐漸升高，自轉也變得越來越快，密度也變得更大。隨著時間的推移，云團逐漸變?yōu)橐粋€具有內核的盤狀物。這個盤狀物的表面溫度約為2000～3000開，具有和太陽接近的質量。它只能向外發(fā)出紅外線，而不會發(fā)射可見光，所以無法被我們直接觀測到。
根據(jù)云團的大小不同，進化的速度也不同。在這個發(fā)育期，云團會繼續(xù)向內收縮，云團的內核溫度不斷升高，能夠達到超過100萬攝氏度。這個階段就被稱為星胚階段。星胚階段在天文學里又被稱為引力收縮的形成階段。每顆恒星都是一個核反應球，它們持續(xù)閃耀，直到能源全部耗盡，大量恒星都以爆炸作為生命的終點。我們生活所需的一切物質都是由這些爆炸的恒星產生而來的，無論是我們呼吸的氧氣，還是組成我們身體的碳、鐵等元素都是這樣產生的。恒星爆炸后甩出去的氣體星云在一定條件下會重新凝聚起來，形成一個新的恒星系統(tǒng)，太陽系就是這樣誕生的。在一個恒星系統(tǒng)中，中心是一個最大最亮的恒星核心（例如太陽），周圍的環(huán)狀帶上分布著圍繞核心旋轉的行星，這些行星和中心的恒星會逐漸把周圍散落的物質全部吸收干凈，如同一場大掃除工作。
主序星階段是恒星演化的第二個階段。星胚，也就是原始恒星初步形成后，會在引力作用下進一步收縮。根據(jù)物理學原理，氣體在收縮的同時會釋放出熱量，其自身的溫度就會升高，壓力也會變大，收縮帶來的反應生成更多熱能，使得恒星的內核變得更加熾熱。當溫度達到一定的高度時，恒星就開始發(fā)光。隨著恒星內部反應不斷加強，釋放的能量越來越大，最終能夠和自身的引力達到平衡，收縮過程就停止了。這時，恒星的質量不再增加，內部的氣體也在不斷對流。這時的恒星處于青年時期，被稱為主序前星。這一時期，恒星內部的溫度有3000開到5000開。它的引力產生的勢能一部分朝宇宙空間輻射，一部分繼續(xù)使內部的熱能增加，恒星的溫度也不斷升高。當它的內部溫度達到1500萬開時，熱核反應就開始了。在這樣的高溫下，氫原子核會發(fā)生核聚變形成氦原子核。云團這時開始具有了恒星的基本特征。只有開始了核聚變并釋放能量，才算是成了一顆恒星。恒星正是從這時開始發(fā)光的。因為內核產生的核聚變釋放巨大的能量，與自身的引力達成平衡，恒星不再繼續(xù)向內收縮，而是進入了一個相對穩(wěn)定的過程。這時的恒星，被稱為零齡主序星。處于這一階段的恒星一直進行核反應，這些核反應使恒星的溫度和亮度都保持在一定的水平上，不會發(fā)生多大的變化。在恒星的生命周期中，90%的時間處于主序星階段。我們的太陽就處于這一過程。
這個進行核反應的時期是恒星的壯年時期，也就是天文學意義上的主序星階段。根據(jù)恒星質量的不同，它內部的核反應維持的時間也不同。恒星的質量越大，內部的溫度就更高，核反應進行的速度也相對更快。所以，質量大的恒星，壽命反而會更短。如果說太陽的生命能夠達到100億年，那么質量是太陽的10倍的恒星，其壽命只能達到約1000萬年。
并非所有星胚都能夠變成主序星，這取決于星胚的質量，如果星胚的質量不夠大，那么核反應就無法發(fā)生，這顆星胚也就無法變成主序星。木星就是一個典型的例子，木星的含氫量大于70%，與太陽非常相似，然而，即使有著如此充足的氫含量，但由于木星的質量不夠大，無法滿足恒星能夠發(fā)生核反應的質量條件——至少要達到8%的太陽質量——因此，木星也就無法成為一顆主序星。據(jù)此，科學家稱木星為“不合格的恒星”。
恒星內部持續(xù)的核反應形成了兩個力的平衡，一個是恒星向中心收縮形成的向心引力，一個是核反應向外膨脹爆發(fā)形成的膨脹壓力，這樣一來，收縮壓和膨脹壓彼此牽制，使得整個恒星處于穩(wěn)定的平衡狀態(tài)。太陽就是處于這樣的穩(wěn)定平衡狀態(tài)中，而且已經(jīng)保持了50億年，預計還能再保持50億年。恰恰由于太陽具有如此漫長的穩(wěn)定階段，我們才得以在這個時間段內擁有一個穩(wěn)定的生存環(huán)境，讓生命不斷延續(xù)下去。
主序星內部的核反應最初主要就是由四個氫聚變?yōu)橐粋€氦。根據(jù)愛因斯坦提出的質能方程E=mc2，在氫發(fā)生核聚變的過程中，氫先是變成重氫，然后再進一步聚合成氦，1克重氫在聚合成氦時所釋放出能量的熱值相當于11噸煤燃燒時所釋放出能量的熱值，因此整個氫核聚變所釋放出來的能量是極其巨大的。太陽在最初形成時，其內部氫的含量大約相當于總質量的78%，如今經(jīng)過了50億年的核聚變反應，所剩的氫含量大約相當于總質量的73%，預計還能再持續(xù)反應50億年，也就是說，太陽在主序星階段總共能夠維持大約100億年。
太陽受質量、體積、溫度和壓力的限制，最多能夠完成兩級核反應：首先由氫聚變?yōu)楹ぃ敋渌２欢喽ふ即蟛糠謺r，一旦溫度壓力足夠大，那么就會啟動第二層級核反應，由氦聚變?yōu)樘迹ㄈ齻€氦聚變?yōu)橐粋€碳）。當全部反應結束后，太陽就會發(fā)生坍縮和反彈式爆發(fā)，核心變成一顆白矮星，爆發(fā)出去的物質形成行星狀星云，這些物質就包含了各種元素，地球內部的物質和豐富的元素就來源于太陽的上一代恒星的爆發(fā)。
而比太陽質量更大的恒星則能夠發(fā)生多層級核反應，具體能夠達到哪一級，則是由恒星的確切質量所決定的。當聚變達到鐵一級時，就無法再繼續(xù)聚變下去了，因為鐵需要更多的能量才能發(fā)生聚變，而恒星難以提供如此多的能量。因此，最大的恒星也只能反應到鐵。而鐵之后的元素，只能通過超新星爆發(fā)的形式產生。
內部的核反應結束后，氫元素全部轉變成了氦元素。這時，恒星內部已經(jīng)無法產生足夠的能量對抗自身的引力，外部的物質在引力作用下進一步收縮，核心的溫度進一步升高。氦形成了氦核，而未燃燒的氫在氦核周圍形成一層氫外殼。外層物質的溫度會受到內部溫度的影響升高，當這個溫度達到107開時，恒星表層的氫就開始燃燒。此時，核心質量逐漸變大，引力逐漸增強，于是進一步收縮，隨著收縮進一步升溫、增壓，在高溫高壓的條件下，到了一定程度，氦就會發(fā)生核反應，聚變?yōu)樘迹尫懦龈蟮哪芰浚沟门蛎泬捍笥谝海虼撕阈情_始膨脹變大，進入了紅巨星階段。
在燃燒作用下，恒星的表面體積會增大數(shù)千倍，表面的溫度也會急劇下降。這時恒星，處于紅巨星階段。當恒星進一步收縮時，內部的溫度會變得越來越高。對于多層級核反應，我們可以從核心溫度的角度來劃分它們的級別：當溫度達到108開時，氦就會聚變?yōu)樘迹划敎囟冗_到109開時，碳開始發(fā)生聚變；隨著溫度繼續(xù)升高，此后會依次生成氧、氖、鈉、鎂、硅等元素，直至中心形成鐵核，聚變反應結束。我們還可以從質量的角度來劃分級別：質量小于8%太陽質量的星體無法點燃氫，因此無法形成恒星；質量為8%～35%太陽質量的恒星能夠點燃氫，但無法發(fā)生氦核反應；質量為35%～400%太陽質量的恒星能夠點燃氦，但無法發(fā)生碳核反應；質量為400%～1000%太陽質量的恒星，尚未確定能夠反應到哪一層級；質量大于1000%太陽質量的恒星，能夠逐層點燃氫、氦、碳、氧、氖、鈉、鎂、硅等，最終生成鐵，形成鐵核，中心核周圍是一層一層的元素殼，形成一種殼層結構。
當紅巨星的核聚變反應停止下來后，膨脹中的紅巨星也幾乎燃燒完了燃料，膨脹壓無法再與收縮壓平衡；在引力的作用下，紅巨星開始坍縮，氣體殼與中心核相碰，發(fā)生反彈和爆發(fā)；由于中心的高溫高壓，中心核被壓成了一個致密的星核，這就是恒星的致密星階段，恒星臨終前的這種爆發(fā)，則被稱為新星爆發(fā)或超新星爆發(fā)。
