我們已知：太陽質量：m⊙2x10，半徑r7x107，我們帶入（2）可得出太陽收縮到今天這個狀態以釋放的引力能。
太陽的總光度l4x10e
g·s1如果這個輻射光度靠引力為能源來維持，那麽持續的時間是：11x108年
很多證明表明，太陽穩定的保持著今天的狀態已有5x108年了，因此，星坯階段隻能是太陽形成像今天這樣的穩定狀態之前的一個短暫過渡階段。這樣提出新問題，星坯引力收縮是如何停止的？此後太陽輻射又是以什麽為能源？
老師的聲音似乎不知疲倦，已經連續一個星期的課程了。
此刻，就連一向忍耐性很好的雲夢和白鳳也有些不耐煩了，但他們陪著華楓又知道了更多以前從未想過和思考過的東西。
主序星階段在收縮過程中密度增加，我們知道p∝
3，由式（4),
c∝
3/2，所以
c比
減小的更快，收縮氣雲的一部分又達到新條件下的臨界，小擾動可以造成新的局部塌縮。如此下去在一定的條件下，大塊氣雲收縮為一個凝聚體成為原恆星，原恆星吸附周圍氣雲後繼續收縮，表麵溫度不變，中心溫度不斷升高，引起溫度密度和氣體成分的各種核反應。產生熱能使氣溫升的極高，氣體壓力抵抗引力使原恆星穩定下來成為恆星，恆星的演化是從主序星開始的。
恆星的成份大部分是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），在溫度進一步升高後，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，最有效的核反應係列是所謂的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的關係式求出一個截止質量mt。質量大於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恆星中大部分是主序星的原因，表1根據一25m⊙的恆星演化模型，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大的核不僅難於點火，點火後燃燒也更劇烈，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，這表明找到一顆處於主星序階段的恆星幾率要大。這正是觀察到的恆星大多數為主序星的基本原因。
主序後的演化由於恆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，所以恆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，恆星內部維持著穩衡的壓力分布和表麵溫度分布，所以在整個漫長的階段，它的光度和表麵溫度都隻有很小的變化。下麵我們討論，當星核區的氫燃燒完畢後，恆星有將怎麽進一步演化？
恆星在燃燒盡星核區的氫之後，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，核心熄火後恆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，表明恆星內各處溫度都已低於在該處引火所需要的溫度，引力收縮將使恆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，引力收縮將使恆星內各處的溫度全麵的升高，主序後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，氫殼點火後，核心區處於高溫狀態，而仍沒核能源，它將繼續收縮。
這時，由於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，來排出多餘的熱能來維持熱平衡。而氫層膨脹又使恆星的表麵溫度降低了，所以這是一個光度增加半徑增加而表麵變冷的過程，這個過程是恆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，於是又過渡到一個新階段氦燃燒階段。
在恆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，那麽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，於是一旦點火，很快就會燃燒的十分劇烈，以至於爆炸，這種方式的點火稱為氦閃光，因此在現象上會看到恆星光度突然上升到很大，後來又降的很低。
另一方麵，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於溫度，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。
恆星在發生氦閃光之後又怎麽演變呢？閃光使大量能量的釋放很可能把恆星外層的氫氣都吹走，剩下的是氦的核心區。
氦核心區因膨脹而減小了密度，以後氦就有可能在其中正常的燃燒了。氦燃燒的產物是碳，在氦熄火後恆星將有一個碳核心區氦外殼，由於剩下的質量太小引力收縮已不能達到碳的點火溫度，於是它就結束了以氦燃燒的演化，而走向熱死亡。
由於引力塌縮與質量有關，所以質量不同的恆星在演化上是有差別的。
m<0.08m⊙的恆星：氫不能點火，它將沒有氦燃燒階段而直接走向死亡。
0.08<m<0.35m⊙的恆星：氫能點火，氫熄火後，氫核心區將達不到點火溫度，從而結束核燃燒階段。
0.35<m<2.25m⊙的恆星：它的主要特征是氦會點火而出現"氦閃光"。
2.25<m<4m⊙的恆星：氫熄火後氦能正常地燃燒，但熄火後，碳將達不到點火溫度。這裏的反應有：
在核反應初期，溫度達到1010k量級時yi循環產生的13c，17yi能和4he發生新的（，
）反應，形成16yi和20ne，在核反應進行了很長時間後，ne(p，γ）na（β+，）na中的na以及n吸收兩個4he形成的ne能發生（，
）反應形成mg和mg等，這些反應作為能源並不重要，但發出的中子可進一步發生中子核反應。
這些，他們已經聽老師講了三遍了，雖然不知曙光學院用意何在，但華楓依然不敢怠慢。
太陽的總光度l4x10e
g·s1如果這個輻射光度靠引力為能源來維持，那麽持續的時間是：11x108年
很多證明表明，太陽穩定的保持著今天的狀態已有5x108年了，因此，星坯階段隻能是太陽形成像今天這樣的穩定狀態之前的一個短暫過渡階段。這樣提出新問題，星坯引力收縮是如何停止的？此後太陽輻射又是以什麽為能源？
老師的聲音似乎不知疲倦，已經連續一個星期的課程了。
此刻，就連一向忍耐性很好的雲夢和白鳳也有些不耐煩了，但他們陪著華楓又知道了更多以前從未想過和思考過的東西。
主序星階段在收縮過程中密度增加，我們知道p∝
3，由式（4),
c∝
3/2，所以
c比
減小的更快，收縮氣雲的一部分又達到新條件下的臨界，小擾動可以造成新的局部塌縮。如此下去在一定的條件下，大塊氣雲收縮為一個凝聚體成為原恆星，原恆星吸附周圍氣雲後繼續收縮，表麵溫度不變，中心溫度不斷升高，引起溫度密度和氣體成分的各種核反應。產生熱能使氣溫升的極高，氣體壓力抵抗引力使原恆星穩定下來成為恆星，恆星的演化是從主序星開始的。
恆星的成份大部分是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），在溫度進一步升高後，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，最有效的核反應係列是所謂的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的關係式求出一個截止質量mt。質量大於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恆星中大部分是主序星的原因，表1根據一25m⊙的恆星演化模型，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大的核不僅難於點火，點火後燃燒也更劇烈，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，這表明找到一顆處於主星序階段的恆星幾率要大。這正是觀察到的恆星大多數為主序星的基本原因。
主序後的演化由於恆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，所以恆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，恆星內部維持著穩衡的壓力分布和表麵溫度分布，所以在整個漫長的階段，它的光度和表麵溫度都隻有很小的變化。下麵我們討論，當星核區的氫燃燒完畢後，恆星有將怎麽進一步演化？
恆星在燃燒盡星核區的氫之後，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，核心熄火後恆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，表明恆星內各處溫度都已低於在該處引火所需要的溫度，引力收縮將使恆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，引力收縮將使恆星內各處的溫度全麵的升高，主序後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，氫殼點火後，核心區處於高溫狀態，而仍沒核能源，它將繼續收縮。
這時，由於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，來排出多餘的熱能來維持熱平衡。而氫層膨脹又使恆星的表麵溫度降低了，所以這是一個光度增加半徑增加而表麵變冷的過程，這個過程是恆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，於是又過渡到一個新階段氦燃燒階段。
在恆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，那麽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，於是一旦點火，很快就會燃燒的十分劇烈，以至於爆炸，這種方式的點火稱為氦閃光，因此在現象上會看到恆星光度突然上升到很大，後來又降的很低。
另一方麵，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於溫度，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。
恆星在發生氦閃光之後又怎麽演變呢？閃光使大量能量的釋放很可能把恆星外層的氫氣都吹走，剩下的是氦的核心區。
氦核心區因膨脹而減小了密度，以後氦就有可能在其中正常的燃燒了。氦燃燒的產物是碳，在氦熄火後恆星將有一個碳核心區氦外殼，由於剩下的質量太小引力收縮已不能達到碳的點火溫度，於是它就結束了以氦燃燒的演化，而走向熱死亡。
由於引力塌縮與質量有關，所以質量不同的恆星在演化上是有差別的。
m<0.08m⊙的恆星：氫不能點火，它將沒有氦燃燒階段而直接走向死亡。
0.08<m<0.35m⊙的恆星：氫能點火，氫熄火後，氫核心區將達不到點火溫度，從而結束核燃燒階段。
0.35<m<2.25m⊙的恆星：它的主要特征是氦會點火而出現"氦閃光"。
2.25<m<4m⊙的恆星：氫熄火後氦能正常地燃燒，但熄火後，碳將達不到點火溫度。這裏的反應有：
在核反應初期，溫度達到1010k量級時yi循環產生的13c，17yi能和4he發生新的（，
）反應，形成16yi和20ne，在核反應進行了很長時間後，ne(p，γ）na（β+，）na中的na以及n吸收兩個4he形成的ne能發生（，
）反應形成mg和mg等，這些反應作為能源並不重要，但發出的中子可進一步發生中子核反應。
這些，他們已經聽老師講了三遍了，雖然不知曙光學院用意何在，但華楓依然不敢怠慢。