jeffrey

恆星演化是一個恆星在其生命期（發光與發熱的期間）內的連續變化。每顆恆星的生命期依照星體大小會有所不同。
單一恆星的演化並沒有辦法完整觀察，因為這些過程可能過於緩慢以致於難以察覺。因此天文學家利用觀察許多處於不同生命階段的恆星，並以計算機模型模擬恆星的演變。
恆星的誕生
恆星的演化開始於巨分子雲。太空中的粒子密度大約是每立方厘米 0.1到1個氫原子，但是巨分子雲的密度是每立方厘米數千到百萬個氫原子。一個巨分子雲包含數十萬到數千萬個太陽質量，直徑為50到300光年。
在巨分子雲環繞星系旋轉時，一些事件可能造成它的重力坍縮。 例如：巨分子雲可能互相衝撞，或者穿越旋臂的稠密部分。鄰近的超新星爆發拋出的高速物質也可能是觸發因素之一。最後，星系碰撞造成的星雲壓縮和擾動也可能形成大量恆星。
坍縮過程中的角動量守恆會造成巨分子雲碎片不斷分解為更小的片斷。質量少於約50太陽質量的碎片會形成恆星。在這個過程中，氣體被釋放的勢能所加熱，而角動量守恆也會造成星雲開始產生自轉之後形成原恆星。
恆星形成的初始階段幾乎完全被密集的星雲氣體和灰塵所掩蓋。通常，正在產生恆星的星源會通過在四周光亮的氣體雲上造成陰影而被觀測到，這被稱為包克球。
質量非常小的原恆星溫度不能達到足夠開始氫的核融合反應，它們會成為棕矮星。恆星和棕矮星確切的質量界限取決於化學成分，金屬豐度（金屬在天文學中泛指所有比氦重的元素）越多的界限越低。金屬豐度和太陽相似的原恆星，其界限大約是0.075太陽質量。質量大於13木星質量（MJ）的棕矮星，會進行氘的融合反應，而有些天文學家認為這樣的恆星才能稱為棕矮星，比行星大但比棕矮星小的天體則被分類為次恆星天體。這兩種類型，無論是否能燃燒氘，它的光度都是黯淡並在數億年的歲月中逐漸冷卻，慢慢的步向死亡。
質量更高的原恆星，核心的溫度可以達到1,000萬K，可以開始質子-質子鏈反應將氫先融合成氘，再融合成氦。在質量略大於太陽質量的恆星，碳氮氧循環在能量的產生上貢獻了可觀的數量。核融合的開始會導致流體靜力平衡短暫的失去，這是核心向外的「輻射壓」和恆星質量引起的「重力壓」之間的平衡，以防止恆星進一步的「重力塌縮」，但恆星迅速的演變至穩定狀態。
新誕生的恆星有各種不同的大小和顏色。光譜類型的範圍從高熱的藍色到低溫的紅色，質量則從最低的0.085太陽質量到數十倍於太陽質量。恆星的亮度和顏色取決於表面的溫度，而表面溫度又由質量來決定。
新誕生的恆星會落在赫羅圖的主序帶上一個特定的點。小而冷的紅矮星以緩慢的速度燃燒氫，可以在主序帶上滯留數百億年，而質量大且熱的超巨星只能在主序帶上逗留數百萬年。像太陽這種大小居中的恆星，在主序帶上停留的時間大約是100億年。太陽被認為正在其壽命的中間點上，因此它還穩定在主序帶上。一旦恆星消耗掉核心內大部份的氫之後，它就會離開主序帶。