天體物理學導論/輕星

誕生

一旦原恆星收縮到足夠的密度，其核心中的氫開始燃燒（聚變），它就成為一顆主序星（在赫茨普龍-羅素圖上的主序帶上）。

主序星

在“輕”恆星生命的大部分時間裡，恆星中心有足夠的溫度和壓力，使氫原子聚變形成氦。這個過程釋放了大量的能量（因此在地球上利用聚變發電非常有吸引力），這進一步增加了恆星中心的溫度和壓力。最終，這種能量將從恆星中心傳遞到邊緣，並以光或其他電磁能的形式逸出。

演化

恆星最終會耗盡其核心中的“燃燒”氫，如果溫度和壓力足夠高，氦將聚變成碳、氮和氧。 CNO迴圈

CNO迴圈並不是將氦聚變成碳、氮和氧的過程！CNO迴圈描述瞭如何利用碳作為一種催化劑，將氫聚變成氦。

死亡

當恆星不再能夠在其核心維持聚變時，其內部能量來源枯竭，它將慢慢冷卻成一顆白矮星。一個著名的白矮星例子是天狼星B，它是 天狼星 的伴星。據信，天狼星B的質量曾經比天狼星本身更大。然而，天狼星B現在的質量與太陽相當，但尺寸卻與地球相當。天狼星B很可能是一顆新的白矮星，因為它是最熱的白矮星之一，表面溫度約為26000K。相比之下，太陽的表面溫度約為5770K。在其他一些情況下，恆星會坍縮併產生巨大的爆炸，稱為超新星。超新星極其罕見，因為它只發生在質量至少是我們太陽 太陽 10倍的恆星上。

據信白矮星透過電子簡併壓力來維持其存在。泡利不相容原理指出，兩個電子不能處於完全相同的狀態，它提供了簡併壓力，使恆星免於在自身重力下坍縮。白矮星的臨界質量約為1.4 × M_sun。這個質量被稱為 錢德拉塞卡極限，任何白矮星都不能超過這個極限。

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