晨熹间东升的一轮旭日，夜空中闪烁的茫茫星海，绝大多数都由宇宙中一种最常见天体组成——恒星。在地球上，生老病死是世间万物的常态;而浩瀚太空里，恒星也将会有天迎来最终的归宿，从诞生至毁灭，这部精彩而又复杂的史诗乐章在宇宙的每处角落里时时刻刻发生着。那么恒星是如何形成，又是如何走向毁灭？
演化前期——恒星的形成
宇宙中分散的星际分子互相吸引，形成主要由气体和尘埃构成的分子云（或直接由超新星形成残骸），分子云中心致密区域形成云核（实心型，复合型超新星残骸可直接提供中央致密天体）。巨大分子云紧密到一定程度时发生引力坍缩，坍缩时因角动量守恒分裂成更小的碎片，在重力势能的作用下，碎片凝聚成为原恒星，原恒星不断吸收尘埃和气体逐渐形成主序前星，而分子云剩余的物质则成为主序星周围的星周盘。
演化中期——主序带阶段
标志着恒星进入成年期，由于初步形成的恒星质量不同，恒星演化也存在一定的规律性，我们可以参考赫罗图进行分析：
原恒星质量小于0.08 M☉时，核心温度不足以启动氢氦聚变，形成由氘锂聚变提供能量的褐矮星。褐矮星的质量通常介于13 MJ至80 MJ ，并依靠电子简并压力维持体积，由于其表面温度相对低，只能发出微弱的红褐色可见光。褐矮星最终会随着时间的流逝下慢慢冷却下来，微弱的光芒也将越发暗淡直至消失。
当原恒星质量大于0.08
M☉时恒星内部可达800万K，从而触发热核聚变，进行pp链反应，产生热量以维持重力崩溃，星体收缩停止，达流体静力平衡状态，真正意义上成为一颗恒星。M介于0.08 M☉至0.8M☉的原恒星会演化为一颗体积小、质量小、温度相对较低的红矮星；若恒星质量介于0.8M☉至1.2M☉，则会成为一颗温度较高的黄矮星，太阳便是G2V型黄矮星。
而质量略高于1 M☉的恒星核心温度可达到1,000万K,氢融合反应加热的气体与恒星星体物质的平衡保持稳定并进入赫罗图主序带，0.8–10 M☉的恒星通常能够演化为红巨星.而大质量及超大质量的恒星（约20 M☉以上），从一开始就足以点燃氢融合，形成的重元素使得核星更为致密，电子简并压力不能够维持引力坍缩时，更重的元素将重新被点燃以阻止塌陷，这类恒星通常会很快脱离主序带。由于维恩位移定律，物体温度越高,其发出的光的峰值波长就越短，恒星可见光波长不同。通过光谱定性分析，我们也可根据恒星的颜色大致判断恒星温度。
▲基于哈佛光谱序列系统的恒星O-B-A-F-G-K-M光谱-温度序列对应表格
演化末期——非主序带阶段
水平分支
因为温度不足以达到氢融合，红矮星不能演化成为红巨星，氢融合会持续进行，直到整颗恒星几乎都是氦， 红矮星需要数千亿年的时间才会坍缩，重力收缩所制造的热量会让红矮星体积变小的同时，温度上升，最终慢慢变成一颗体积小、高密度的氦白矮星，初形成的白矮星温度极高，接着会在数十亿年的时间里冷却下来，理论上会最终形成一颗无法再产生能量辐射的黑矮星。白矮星主要分布于赫罗图水平分支下方区域。
红巨星—渐近巨星分支
基于赫罗图 基础恒星演化过程（修改）初始质量高于0.8 M☉的恒星能够达到足以融合氦的高温，质量大约在0.8–1.44 M☉的恒星内部的辐射压力与它自身收缩的引力相平衡，当中心核产生的能量已经不足以维持其辐射时，引力大于辐射压力，恒星在引力作用下收缩坍塌，外壳继续燃烧膨胀，这个过程持续数十万年，恒星便会迅速膨胀变为红巨星，红巨星分布大致位于赫罗图的右侧边缘。当恒星的辐射压力无法平衡引力时，内部物质坍缩成以电子简并压力抗衡引力，避免重力崩溃，恒星极度不稳定时，红巨星就会崩溃，核心以外的物质抛离恒星本体成为星云，中心留下极端高密度物质白矮星。
如果恒星的质量大于钱德拉塞卡极限（即1.44 M☉左右）且小于奥本海默-沃尔科夫极限（约3.2M☉）时电子简并压力也无法支持引力，电子简并态核心将突然经历灾难性坍塌，称之为超新星爆发，超新星持续时间可达几周至几个月不等，并在其爆发过程中释放大量辐射能量并喷射出大量物质。
坍缩期间电子被压缩至原子核中，同质子中和为中子，恒星核由电子简并态变为中子简并态形成中子星，中子星密度极大、密度极小、表面温度极高，同时因为其半径相对小，根据万有引力定律，中子星的引力也相应放大，可使光线逃逸时呈抛物线挣脱。一旦恒星质量超过奥本海默极限，那么中子简并压力也无法与引力抗衡，物质将继续坍缩，直至小于史瓦西半径的某一极限，最终形成宇宙中最黑、也是最致密的天体——黑洞。
高一课题原稿(｡>ㅿ<｡) ，有哪些不正确的地方，还请大佬们多多指点！
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