“我们已知：太阳质量：M⊙=2×10，半径R=7×107，我们带入（2）可得出太阳收缩到今天这个状态以释放的引力能。
太阳的总光度L=4×10erg·s-1如果这个辐射光度靠引力为能源来维持，那么持续的时间是：11×108年
很多证明表明，太阳稳定的保持着今天的状态已有5×108年了，因此，星坯阶段只能是太阳形成像今天这样的稳定状态之前的一个短暂过渡阶段。这样提出新问题，星坯引力收缩是如何停止的？此后太阳辐射又是以什么为能源？”
老师的声音似乎不知疲倦，已经连续一个星期的课程了。
此刻，就连一向忍耐性很好的云梦和白凤也有些不耐烦了，但他们陪着华枫又知道了更多以前从未想过和思考过的东西。
主序星阶段在收缩过程中密度增加，我们知道ρ∝r-3，由式（4),rc∝r3/2，所以rc比 r减小的更快，收缩气云的一部分又达到新条件下的临界，小扰动可以造成新的局部塌缩。如此下去在一定的条件下，大块气云收缩为一个凝聚体成为原恒星，原恒星吸附周围气云后继续收缩，表面温度不变，中心温度不断升高，引起温度、密度和气体成分的各种核反应。产生热能使气温升的极高，气体压力抵抗引力使原恒星稳定下来成为恒星，恒星的演化是从主序星开始的。
恒星的成份大部分是H和He，当温度达到104K以上，即粒子的平均热动能达1eV以上，氢原子通过热碰撞就充分的电离了（氢的电离能是13.6eV），在温度进一步升高后，等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应。对纯氢的高温气体，最有效的核反应系列是所谓的P-P链：
其中主要是2D(p，γ）3He反应。D（氘，氢的同位素，由一个质子和一个中子组成）含量只有氢的10-4左右，很快就燃完了（其原理与现代**武器类似）。如果开始时D比3He（氦3，氦的同位素，由2个质子和1个中子组成）含量多，则反应生成的3H（氚，氢的同位素，由1个质子和2个中子组成，衰变会变成氦3）可能就是恒星早期3He的主要来源，由于对流到达恒星表面的这种3He，有可能还保留着。
在释放出的26.7MeV能量中，大部分消耗给恒星加热和发光，成为恒星的主要来源。
前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的，那么什么是主星序呢？等H稳定地燃烧为He时，恒星就成了主序星。人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星，他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧，他们的光度、半径和表面温度都有所不同，后来证明：主序星的定量上差别主要是质量不同，其次是他们的年龄和化学成份，太阳这段历程约千万年。
观察到的主序星的最小质量大约为0.1M⊙。模型计算表明，当质量小于0.08M⊙时，星体的收缩将达不到氢的点火温度，从而形不成主序星，这说明对于主序星它有一个质量下限。观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量。理论上讲，质量太大的恒星辐射很强，内部的能量过程很剧烈，因此结构也越不稳定。但是理论上没有一个质量的绝对上限。
当对某一星团作统计分析时，人们却发现主序星有一个上限，这说明什么？我们知道，主序星的光度是质量的函数，这函数可分段的用幂式表示：
L∝Mν
其中v不是一个常数，它的值大概在3.5到4.5之间。M大反映主序星中可供燃烧的质量多，而L大反映燃烧的快，因此主序星的寿命可近似用M与L的商标来标志：
T∝M-（ν-1)
即主序星寿命随质量增大而按幂律减小，如果整个星团已存在的年龄为T，那就可以由T与M的关系式求出一个截止质量MT。质量大于MT的主序星已结束核心的H燃烧阶段而不是主序星了，这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。
我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根据一25M⊙的恒星演化模型，列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间。
从表上看出，原子序数大的核有更高的点火温度，Z大的核不仅难于点火，点火后燃烧也更剧烈，因此燃烧持续的的时间也就更短。这颗25M⊙的模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×109年，而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段，即主星序阶段。从统计角度讲，这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因。
主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氢，而氢的点火温度又比其他元素都低，所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段，即主序阶段。在主序阶段，恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布，所以在整个漫长的阶段，它的光度和表面温度都只有很小的变化。下面我们讨论，当星核区的氢燃烧完毕后，恒星有将怎么进一步演化？
恒星在燃烧尽星核区的氢之后，就熄火，这时核心区主要是氦，它是燃烧的产物，外围区的物质主要是未经燃烧的氢，核心熄火后恒星失去了辐射的能源，它便要引力收缩是一个起关键作用的因素。
一个核燃烧阶段的结束，表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高，主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦（它的点火温度高的太多），而是核心与外围之间的氢壳，氢壳点火后，核心区处于高温状态，而仍没核能源，它将继续收缩。
这时，由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能，都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀，即让介质辐射变得更透明，来排出多余的热能来维持热平衡。而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了，所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程，这个过程是恒星从主星序向红巨星过渡，过程进行到一定程度，氢区中心的温度将达到氦点火的温度，于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段。
在恒星中心发生氦点火前，引力收缩以使它的密度达到了103g·cm-3的量级，这时气体的压力对温度的依赖很弱，那么核反应释放的能量将使温度升高，而温度升高反过来又加剧核反应速率，于是一旦点火，很快就会燃烧的十分剧烈，以至于爆炸，这种方式的点火称为“氦闪光”，因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大，后来又降的很低。
另一方面，当引力收缩时它的密度达不到103g·cm-3量级，此时气体的压力正比于温度，点火温度升高导致压力升高，核燃烧区就会有所膨胀，而膨胀导致温度降低，因此燃烧就能稳定的进行，所以这两种点火情况对演化进程的影响是不同的。
恒星在发生“氦闪光”之后又怎么演变呢？闪光使大量能量的释放很可能把恒星外层的氢气都吹走，剩下的是氦的核心区。
氦核心区因膨胀而减小了密度，以后氦就有可能在其中正常的燃烧了。氦燃烧的产物是碳，在氦熄火后恒星将有一个碳核心区氦外壳，由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度，于是它就结束了以氦燃烧的演化，而走向热死亡。
由于引力塌缩与质量有关，所以质量不同的恒星在演化上是有差别的。
M<0.08M⊙的恒星：氢不能点火，它将没有氦燃烧阶段而直接走向死亡。
0.08<M<0.35M⊙的恒星：氢能点火，氢熄火后，氢核心区将达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。
0.35<M<2.25M⊙的恒星：它的主要特征是氦会点火而出现"氦闪光"。
2.25<M<4M⊙的恒星：氢熄火后氦能正常地燃烧，但熄火后，碳将达不到点火温度。这里的反应有：
在核反应初期，温度达到1010K量级时，CNO循环产生的13C，17O能和4He发生新的（α，n）反应，形成16O和20Ne，在核反应进行了很长时间后，Ne(p，γ）Na（β+，ν） Na中的Na以及N吸收两个4He形成的Ne能发生（α，n）反应形成Mg和Mg等，这些反应作为能源并不重要，但发出的中子可进一步发生中子核反应。
这些，他们已经听老师讲了三遍了，虽然不知曙光学院用意何在，但华枫依然不敢怠慢。
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