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    恒星的成份大部分是h和he，當溫度達到104k以上，即粒子的平均熱動能達1ev以上，氫原子通過熱碰撞就充分的電離了（氫的電離能是13.6ev），在溫度進一步升高后，等離子氣體中氫核與氫核的碰撞就可能引起核反應。對純氫的高溫氣體，最有效的核反應系列是所謂的pp鏈：

    其中主要是2d

    即主序星壽命隨質量增大而按冪律減小，如果整個星團已存在的年齡為t，那就可以由t與m的關系式求出一個截止質量mt。質量大于mt的主序星已結束核心的h燃燒階段而不是主序星了，這就是觀察到由大量同年齡星組成的星團有上限的原因。

    我們就討論觀測到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根據一25m⊙的恒星演化模型，列出了各種元素的點火溫度及燃燒所持續的時間。

    從表上看出，原子序數大的核有更高的點火溫度，z大的核不僅難于點火，點火后燃燒也更劇烈，因此燃燒持續的的時間也就更短。這顆25m⊙的模型星的燃燒階段的總壽命為7.5x109年，而其中百分之九十以上的時間是氫燃燒階段，即主星序階段。從統計角度講，這表明找到一顆處于主星序階段的恒星幾率要大。這正是觀察到的恒星大多數為主序星的基本原因。

    主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氫，而氫的點火溫度又比其他元素都低，所以恒星演化的第一階段總是氫的燃燒階段，即主序階段。在主序階段，恒星內部維持著穩衡的壓力分布和表面溫度分布，所以在整個漫長的階段，它的光度和表面溫度都只有很小的變化。下面我們討論，當星核區的氫燃燒完畢后，恒星有將怎么進一步演化？

    恒星在燃燒盡星核區的氫之后，就熄火，這時核心區主要是氦，它是燃燒的產物，外圍區的物質主要是未經燃燒的氫，核心熄火后恒星失去了輻射的能源，它便要引力收縮是一個起關鍵作用的因素。

    一個核燃燒階段的結束，表明恒星內各處溫度都已低于在該處引火所需要的溫度，引力收縮將使恒星內各處的溫度升高，這實際上是尋找下一次核點火所需要的溫度，引力收縮將使恒星內各處的溫度全面的升高，主序后的引力收縮首先點著的不是核心區的氦（它的點火溫度高的太多），而是核心與外圍之間的氫殼，氫殼點火后，核心區處于高溫狀態，而仍沒核能源，它將繼續收縮。

    這時，由于核心區釋放的引力位能和燃燒中的氫所釋放的核能，都需要通過外圍不燃燒的氫層必須劇烈地膨脹，即讓介質輻射變得更透明，來排出多余的熱能來維持熱平衡。而氫層膨脹又使恒星的表面溫度降低了，所以這是一個光度增加半徑增加而表面變冷的過程，這個過程是恒星從主星序向紅巨星過渡，過程進行到一定程度，氫區中心的溫度將達到氦點火的溫度，于是又過渡到一個新階段氦燃燒階段。

    在恒星中心發生氦點火前，引力收縮以使它的密度達到了103g·cm3的量級，這時氣體的壓力對溫度的依賴很弱，那么核反應釋放的能量將使溫度升高，而溫度升高反過來又加劇核反應速率，于是一旦點火，很快就會燃燒的十分劇烈，以至于爆炸，這種方式的點火稱為氦閃光，因此在現象上會看到恒星光度突然上升到很大，后來又降的很低。

    另一方面，當引力收縮時它的密度達不到103g·cm3量級，此時氣體的壓力正比于溫度，點火溫度升高導致壓力升高，核燃燒區就會有所膨脹，而膨脹導致溫度降低，因此燃燒就能穩定的進行，所以這兩種點火情況對演化進程的影響是不同的。

    恒星在發生氦閃光之后又怎么演變呢？閃光使大量能量的釋放很可能把恒星外層的氫氣都吹走，剩下的是氦的核心區。
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