天体物理学导论/轻星

诞生

一旦原恒星收缩到足够的密度，其核心中的氢开始燃烧（聚变），它就成为一颗主序星（在赫茨普龙-罗素图上的主序带上）。

主序星

在“轻”恒星生命的大部分时间里，恒星中心有足够的温度和压力，使氢原子聚变形成氦。这个过程释放了大量的能量（因此在地球上利用聚变发电非常有吸引力），这进一步增加了恒星中心的温度和压力。最终，这种能量将从恒星中心传递到边缘，并以光或其他电磁能的形式逸出。

演化

恒星最终会耗尽其核心中的“燃烧”氢，如果温度和压力足够高，氦将聚变成碳、氮和氧。 CNO循环

CNO循环并不是将氦聚变成碳、氮和氧的过程！CNO循环描述了如何利用碳作为一种催化剂，将氢聚变成氦。

死亡

当恒星不再能够在其核心维持聚变时，其内部能量来源枯竭，它将慢慢冷却成一颗白矮星。一个著名的白矮星例子是天狼星B，它是 天狼星 的伴星。据信，天狼星B的质量曾经比天狼星本身更大。然而，天狼星B现在的质量与太阳相当，但尺寸却与地球相当。天狼星B很可能是一颗新的白矮星，因为它是最热的白矮星之一，表面温度约为26000K。相比之下，太阳的表面温度约为5770K。在其他一些情况下，恒星会坍缩并产生巨大的爆炸，称为超新星。超新星极其罕见，因为它只发生在质量至少是我们太阳 太阳 10倍的恒星上。

据信白矮星通过电子简并压力来维持其存在。泡利不相容原理指出，两个电子不能处于完全相同的状态，它提供了简并压力，使恒星免于在自身重力下坍缩。白矮星的临界质量约为1.4 × M_sun。这个质量被称为 钱德拉塞卡极限，任何白矮星都不能超过这个极限。

$M_{ch}=\left({2 \over \mu _{e}}\right)^{2}1.459M_{\bigodot }$
其中 $\mu _{e}$ 是平均电子分子量。