（一）. 恒星——

浩瀚的星空中有好多星球，有一類能發(fā)光發(fā)熱、肉眼看上去幾乎不動的星球，我們稱之為恒星，比如我們的太陽。有一類自身不發(fā)光，繞著恒星運轉(zhuǎn)的星球，反射恒星的光，我們稱之為行星，比如水星、金星、地球、火星、土星、木星、天王星、海王星。此外，還有劃過天際的流星和彗星，還有人造衛(wèi)星、河外星系、恐怖的白矮星、中子星、黑洞，神秘的暗物質(zhì)、暗能量……

彗星：彗星拖著長長的尾巴，它是由冰凍和塵埃組成的星際間物質(zhì)，屬于太陽系中一類小天體，在扁長的軌道上運行。如哈雷彗星、蘇梅立克列維彗星等。

流星：流星是分布在星際空間的細(xì)小天體，繞太陽運行中，經(jīng)過行星附近時，受行星引力的影響而改變軌道，在天空中就形成了流星。掉落在地球表面上，就形成了隕石，砸到月球和其它類地行星表面，就形成了大大小小的隕石坑。

恒星是由發(fā)光等離子體組成的天體。恒星是宇宙中的星云在引力的聚合下形成的自己發(fā)光發(fā)熱的天體，是行星的母星。恒星是宇宙中最多的天體，其總質(zhì)量占有可見物質(zhì)的99.9%以上。我們用肉眼可見夜空的星星，除了少數(shù)行星、彗星、流星、衛(wèi)星，仙女座、三角座、大、小麥哲倫這四個河外星系，就都是恒星了。

北半球肉眼可視河外星系仙女座星系（M31），這是用普通天文望遠(yuǎn)鏡拍攝的照片。南半球可看到大小麥哲倫星系

北半球可以肉眼看到河外星系仙女座星系（M31），這是用普通天文望遠(yuǎn)鏡拍攝的照片。南半球可以目視到大小麥哲倫星系

為了了解恒星的演化，我們需要知道恒星的最基礎(chǔ)的知識。

1.恒星在核心進行核聚變，產(chǎn)生能量向外傳輸，再從表面輻射到外層空間。

2.兩顆以上受到引力束縛的恒星組成雙星，三顆組成三星，多顆組成聚星。

3.每個恒星的光譜各不相同，光譜就是恒星的身份證。因此天文學(xué)家也用光譜來定義恒星并對他們進行分類。

4.天文學(xué)家卡爾-薩根（Carl Sagan）曾說過：“宇宙中的恒星數(shù)量甚至比地球上的沙子的總和還多”。經(jīng)過哈勃太空望遠(yuǎn)鏡HST的深空場和極深場的數(shù)據(jù)測算，可觀測宇宙中，至少有2萬億個星系，恒星數(shù)量至少是一百萬億億顆（1后面有24個0），遠(yuǎn)超地球上沙子的總和。只是由于距離遙遠(yuǎn)的星體空間膨脹速度已超過光速，多普勒紅移和氣體塵埃的遮擋等原因，可見光下看到的星星只有很少。

注解：為何說可觀測宇宙至少有2萬億個星系呢？2012年哈勃空間望遠(yuǎn)鏡極深場照片覆蓋面積僅為全天區(qū)面積1/1270萬，有超過1萬個星系，我們根據(jù)各向同性處處均勻的宇宙學(xué)原理，就可推算出可觀測宇宙至少有2萬億個星系。

5.恒星聚合形成星團，星團聚合形成星系，多個星系聚合又形成星系群，多個星系群聚合又形成星系團。多個星系團聚合又形成超星系團。超星系團連接形成宇宙長城，宇宙長城組成宇宙絲網(wǎng)狀結(jié)構(gòu)。

6.星座：星座起源于古巴比倫，古巴比倫人最早將夜里的星空分成很多區(qū)域，用假想的線將星星連成一組一組的，成為星座。如摩羯座、水瓶座、雙魚座、白羊座、金牛座、雙子座、室女座、天秤座、天蝎座、人馬座、大熊座。著名的北斗七星就在大熊座內(nèi)。

7.北半球星空：由于地球的公轉(zhuǎn)，南北半球看到的星空景象是不一樣的。同樣是北半球，一年四季的星空也有變化。北半球星空中，春季最引人注目的是大熊座，夏季是“夏夜大三角”，秋季是飛馬座，冬季是獵戶座。北半球星空中，最亮的星星是北極星、織女星、牛郎星和天津四。

8.南半球星空：同樣的星座，南半球的星空方向和北半球相比是南北顛倒的，熟悉了北半球星空，再看南半球星空，一時會難以適應(yīng)，看起來十分別扭。南半球星座是大航海時代以后才被人們關(guān)注并紀(jì)錄的，因此命名方式和北半球星空有很大差別，基本上是以動物命名的。如鯨魚座、天兔座、天鴿座、大犬座、長蛇座、孔雀座、鳳凰座、有的星座是17世紀(jì)后才命名的，如望遠(yuǎn)鏡座，船底座、船帆座、南十字座。 天秤座、人馬座、天蝎座、摩羯座是南北半球星空都能看到，只是方向是顛倒的。

在南半球，我們是看不到北極星的。

全天空，一共是88個星座。 南十字座是最小的星座。

(二）. 恒星的亮度

視星等：視星等是地球上的觀測者所見的天體的亮度。把夜空中最亮的星星作為一等星，正常人肉眼能看到最暗的作為六等星（個別人能看到6.5星等），之間共相差100倍，也就是說，六個星等的等級相差了5等，視亮度相差100倍。兩顆星等數(shù)相差一等，它們的視亮度相差都是2.512倍。即2.512*2.512*2.512*2.512*2.512=100。

” 視星等”的概念基礎(chǔ)是源自2100多年前的古希臘，一位先哲、天文學(xué)家叫喜帕恰斯(又名:伊巴古，英文:Hipparchus)奠定了星等的概念基礎(chǔ)，并且這個概念一直沿用到今天。只不過到了1850年，由于光度計在天體光度測量中的應(yīng)用，轉(zhuǎn)化成現(xiàn)代更為精準(zhǔn)的可量化的概念。

金星最亮?xí)r為-4.6等星，全天最亮的恒星天狼星為-1.45等星，老人星為-0.73等星，織女星為0.00等星，牛郎星為0.77等星。

還有負(fù)星等，例如太陽的視星等為-26.71，滿月的視星等為-12.6。

在晴朗而又沒有月亮的夜晚，出現(xiàn)在我們面前的恒星天空中，眼睛能直接看到的恒星約3000顆，整個天球能被眼睛直接看到的恒星約6000顆，不超過7000顆。

視星等數(shù)并不反映恒星本身真正發(fā)出的光度大小，因為這里沒有考慮恒星的距離(同樣發(fā)光度的恒星，距離越遠(yuǎn)，我們看到的視亮度越小)，所以我們把這個星等數(shù)叫作視星等。因此天文學(xué)家又引入絕對星等的概念。

絕對星等：絕對星等是相對于視星等來說的，是假設(shè)把天體放在距離地球10秒差距(32.616光年)處所看到的亮度。按照這個概念的話，牛郎星就是2.19等，織女星是0.5等，天狼星是1.43等，我們的太陽是4.83等。

恒星亮度不僅用星等來區(qū)分，也用光度來區(qū)分。不同恒星光度差別很大，光度最強的恒星，光度是太陽的上百萬倍?？椗鞘?.5等絕對星等，它的光度是太陽的50倍。

(三）. 行星際天體——

所有的行星際天體：行星、小行星、衛(wèi)星、彗星都是恒星形成過程的渣滓組成。如我們太陽系，太陽一顆恒星其質(zhì)量就占整個太陽系的99.86%，剩余天體質(zhì)量之和只占太陽系的0.14%。行星自身不發(fā)光，主要靠吸收恒星輻射提升溫度。

星際氣體：星際氣體既有氣態(tài)的，也有等離子態(tài)的。只有在昏暗的行星和分散的星際物質(zhì)里，才可以找到氣態(tài)、固態(tài)和液態(tài)。宇宙中，等離子態(tài)其實是星際氣體一種常見的形態(tài)。等離子態(tài)，就是組成星際物質(zhì)的原子和分子的核外電子被恒星的強大輻射所電離，電子擺脫了原子核的束縛成為自由電子的狀態(tài)。

根據(jù)天文學(xué)光譜觀測，星際氣體的組成元素主要是氫H，其次是氦He。宇宙中元素豐度分布，氫和氦占了可見物質(zhì)的98%，其中氫大約74%，氦大約24%，其余元素加一起占2%，氫和氦元素在宇宙的分布證據(jù)，也是宇宙大爆炸理論的三大證據(jù)之一。這個我們放在大爆炸理論中說。

星際物質(zhì)：是星際氣體和星際塵埃等各種物質(zhì)的總稱。它們很不起眼，但作用很大，是宇宙中各種天體誕生的原始物質(zhì)。

(四）. 恒星的體積和質(zhì)量——質(zhì)量決定命運

我們討論恒星大小時，習(xí)慣先看一下太陽的大小以方便比較，我們熟知太陽的半徑大約是69萬公里（43.245萬英里），質(zhì)量是1.989*10^30公斤(表示10的30次方)，利用這些數(shù)值，天文學(xué)家創(chuàng)造兩個術(shù)語“太陽半徑”（=1R ）和“太陽質(zhì)量”（=1M ）作為恒星的基準(zhǔn)度量。

木星、比鄰星、太陽與有名的幾顆恒星大小、顏色的對比示意圖

木星、比鄰星、太陽與有名的幾顆恒星大小、顏色的對比示意圖

在天文學(xué)常用的恒星赫羅圖上，恒星大小形成一個明顯的序列，這個序列叫主（星）序。主星序階段就是恒星內(nèi)核進行氫聚變?yōu)槟茉吹碾A段。處于這個階段的恒星叫主序星。一旦核心氫耗盡，恒星就離開了主星序，進入晚年。

相比體積（我們放在紅超巨星階段講），質(zhì)量才是恒星最重要的物理量。因為它決定了恒星的一生。恒星在主星序停留的時間取決于質(zhì)量：質(zhì)量小的停留時間長，質(zhì)量大的停留時間短。恒星的演化最后結(jié)局，也取決于質(zhì)量。

目前已知最小恒星2MASS J05233822-1403022，質(zhì)量約7.21%M

目前已知最小恒星2MASS J05233822-1403022，質(zhì)量約7.21%M

一般來說，小于2-3倍M 的是小質(zhì)量恒星，大于8M 的是大質(zhì)量恒星，中間是中等質(zhì)量恒星。像太陽這樣的恒星屬于小質(zhì)量恒星。

恒星通過吸積質(zhì)量變大，小質(zhì)量恒星的合并也可以形成大質(zhì)量恒星。

恒星的質(zhì)量有一定的范圍。目前發(fā)現(xiàn)質(zhì)量最小的恒星是太陽質(zhì)量的7.21%。

目前發(fā)現(xiàn)質(zhì)量最大的恒星，是位于LMC（Large Magellanic Cloud）大麥哲倫星系的BAT99-98，質(zhì)量226M ，半徑為38R ，體積為太陽的5.5萬倍。

已知質(zhì)量第二大恒星是R136a1（BAT99-108），質(zhì)量215M ，半徑為28.8-35.4R ，表面溫度超過5萬K。R136a1也位于LMC大麥哲倫星系的蜘蛛星云中。

再小再大的恒星幾乎不存在，這是因為天體質(zhì)量小于太陽的8%，核心溫度和壓力啟動不了核聚變，天體就無法發(fā)光。

目前已知質(zhì)量第二大的恒星R136a1，位在大麥哲倫星系的蜘蛛星云中，質(zhì)量為215M

目前已知質(zhì)量第二大的恒星R136a1，位在大麥哲倫星系的蜘蛛星云中，質(zhì)量為215M 。

在LMC大麥哲倫星系的一個大恒星形成區(qū)中的R136星團

在LMC大麥哲倫星云的一個大恒星形成區(qū)中的R136星團

R136a1和其附近的恒星組成了一個高密度的星團，R136a1質(zhì)量巨大，但是它的體積也非常大，直徑相當(dāng)于太陽的32.4倍，體積則相當(dāng)于太陽的33000倍左右，也就是密度還沒有太陽大。預(yù)計壽命不會超過300萬年。

R136a1、太陽、藍(lán)矮星的體積對比示意圖

R136a1、太陽、藍(lán)矮星的體積對比示意圖

但對于恒星質(zhì)量的上限，目前理論研究和實際觀測仍不一致，主要是理論極限值小于觀測值。愛丁頓從理論上研究恒星內(nèi)部結(jié)構(gòu)，提出恒星內(nèi)部是高溫的等離子氣體，相當(dāng)于理想氣體，恒星是由核聚變向外的輻射壓抵消向內(nèi)的引力維持平衡的觀點并得到天文學(xué)屆公認(rèn)。愛丁頓爵士認(rèn)為：恒星由引力凝聚，引力大小和核心溫度都由質(zhì)量決定。

恒星質(zhì)量過大會導(dǎo)致恒星極其不穩(wěn)定。質(zhì)量越大核心溫度越高，核聚變就越劇烈，核聚變的輻射壓和其質(zhì)量造成的引力就越難以平衡。輻射壓造成恒星物質(zhì)流失速度很快，核聚變失控足以將恒星炸裂造城超新星爆炸而解體，大部分恒星物質(zhì)都被炸飛，即使能幸運地留下一個核心殘骸，其質(zhì)量只要超過錢德拉塞卡極限或奧本海默極限就會坍縮成中子星和黑洞。這就導(dǎo)致恒星的亮度必然有個極限稱“愛丁頓極限”（Eddington limit），制約了恒星質(zhì)量的上限。天文學(xué)家計算顯示是150M （一些復(fù)雜計算模型的上限可以到200M ）。而目前已觀測到的質(zhì)量最大的恒星卻遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過這個限值，令科學(xué)家的眼鏡碎了一地，對此，科學(xué)家只能解釋為這是兩顆及以上恒星合并而成。

英國天體物理學(xué)家，數(shù)學(xué)家亞瑟·斯坦利·愛丁頓爵士

英國天體物理學(xué)家，數(shù)學(xué)家亞瑟·斯坦利·愛丁頓爵士（Arthur Stanley Eddington，1882年12月28日-1944年11月22日）

恒星核心核聚變產(chǎn)生的能量，要從內(nèi)向外噴射出來，這個過程要克服恒星內(nèi)部物質(zhì)的阻力，必然被恒星內(nèi)部物質(zhì)先吸收，轉(zhuǎn)化為原子的動能，速度可以高達每秒數(shù)千直至數(shù)萬公里，原子之間也會激烈碰撞，表現(xiàn)為內(nèi)核的核能不斷轉(zhuǎn)化為恒星內(nèi)部的原子動能克服恒星的引力束縛向外沖擊，這樣就使得恒星體積變大。

如果恒星的質(zhì)量太大，內(nèi)部核聚變導(dǎo)致向外的輻射壓也會十分強烈，通過輻射的散熱速度比不上能量產(chǎn)生速度，這樣其內(nèi)核產(chǎn)生的大量能量將向外爆發(fā)，轉(zhuǎn)化成物質(zhì)的動能傳遞到恒星的外層后仍然十分巨大，就會使得恒星外層的物質(zhì)達到逃逸速度，表現(xiàn)為恒星的外層被內(nèi)部輻射壓拋掉，因此，恒星質(zhì)量越大，內(nèi)核核聚變越劇烈，恒星向外拋射物質(zhì)越多。恒星質(zhì)量損失越快。

天文學(xué)家人為，R136a1至少已經(jīng)拋出了50個太陽質(zhì)量。

盡管如此，艾丁頓極限仍然有著很高的參考價值。天文觀測中也發(fā)現(xiàn)，質(zhì)量超過150M 的恒星都很不穩(wěn)定。只是單獨用一個數(shù)值的愛丁頓極限來衡量所有的恒星不夠科學(xué)。

每顆恒星自身情況都不相同，如其自身元素構(gòu)成、內(nèi)部結(jié)構(gòu)、所在的空間環(huán)境、周圍星體的影響等等，對恒星的質(zhì)量上限可能都有影響。

無論如何，大質(zhì)量恒星的形成和演化，目前科學(xué)理論還需進一步完善。

（五）. 恒星的壽命——

恒星靠巨大的引力壓和高溫引發(fā)恒星核心物質(zhì)的核聚變，而構(gòu)成恒星物質(zhì)的有限決定了恒星壽命的有限。一旦核心的核反應(yīng)殆盡，恒星的生命就走向盡頭。

恒星壽命是以質(zhì)量來確定的，質(zhì)量越小，壽命越長；質(zhì)量越大壽命越短。最大質(zhì)量恒星壽命只有幾百萬年，像目前質(zhì)量第二大恒星R136a1壽命只有300萬年，現(xiàn)在已經(jīng)170萬年了。而最小質(zhì)量恒星壽命超過萬億年甚至兆億年。這是因為恒星質(zhì)量越大，核心壓力和溫度越高，核反應(yīng)就越激烈，燃燒得就越快，反之就越慢。目前認(rèn)為，恒星的壽命和其質(zhì)量的 2.5 次方成反比。

（六）. 恒星的主要演化規(guī)律——

恒星從誕生到盡頭，稱為恒星演化過程。

由于萬有引力控制，恒星演化的總趨勢是核心密度增大，質(zhì)量丟失（恒星風(fēng)損失或伴星吸積）、破碎、爆炸等使其質(zhì)量變小。

宇宙中任何天體物質(zhì)都受萬有引力定律約束，定律表達式為：F=GMm/r2。

恒星是由于星云受到某種觸發(fā)機制引發(fā)了星云微粒之間的引力相互作用，向星云中心越來越緊密聚集，理論上，任何物質(zhì)會由于萬有引力越來聚攏，越來越緊密，并且一直坍縮下去，直到有一個能抵抗萬有引力的力達到平衡態(tài)。恒星質(zhì)量巨大，自身引力壓巨大，具有一直坍縮的態(tài)勢。但核心在高溫高壓下引發(fā)了核聚變，巨大的輻射壓與恒星自身的引力壓達到一個平衡。

恒星演化到衰退期，核心核聚變能量耗盡，沒有了輻射壓抵抗恒星自身引力壓，恒星在自身引力作用下，外圍物質(zhì)就會急遽向中心坍縮。這時物質(zhì)微觀粒子的簡并壓就啟動了，這種簡并壓抵抗著恒星殘留核心的引力壓，就會形成一個暫時穩(wěn)定的白矮星或中子星。

恒星質(zhì)量的不同，導(dǎo)致其不同的演化過程，和不同的結(jié)局。死去的恒星殘?。ㄒ部山惺。┐笾掠?種：即黑矮星、白矮星、中子星、黑洞。

這四種一個比一個厲害，黑洞是頂級老大，一切通吃，就連中子星和質(zhì)量最大恒星也不會放過。不過黑洞的無限引力范圍（史瓦西半徑）是與質(zhì)量成正比的，只要不進入其極端引力范圍，還是暫時安全的。

一般認(rèn)為，質(zhì)量在0.5M （1M =1倍太陽質(zhì)量，下同）到8M 的恒星經(jīng)由紅巨星爆發(fā)后，如果核心殘骸質(zhì)量不足1.44M ，會坍縮成白矮星，質(zhì)量約為0.2M-1.44M ；而8M-30M 的恒星經(jīng)由紅超巨星及超新星大爆炸后，如果核心殘骸質(zhì)量是1.44M 到3M （有的認(rèn)為是3.2M），會坍縮成一顆中子星。這兩種致密天體都是由“量子簡并壓”支撐自身巨大的引力壓而存在。

恒星演化的一般進程可以概括如下：

巨分子云 原恒星 主序前星（誕生） 主序星 主序后（老年） 死亡 遺跡

主星序后和恒星結(jié)局概括如下（不含紅矮星）

1.殘骸質(zhì)量小于1.44M行星狀星云+白矮星 或冷卻成黑矮星，或吸積合并成為中子星/黑洞（根據(jù)質(zhì)量）

2.殘骸質(zhì)量介于1.44M-3.2M星云+中子星 或冷卻成黑矮星，或經(jīng)吸積或合并質(zhì)量達到3.2M，成為黑洞

3.殘骸質(zhì)量大于3.2M黑洞

紅超巨星和紅特超巨星的演化結(jié)局 超新星爆發(fā)

1.完全爆炸后沒有留下核心殘骸，彌散成星云遺跡

2.殘留一個核心，核心坍縮成中子星或黑洞（根據(jù)殘留質(zhì)量）

主序星后恒星的演化路徑

恒星的生命周期演化進程圖示（圖片來源：By R.N. Bailey, via Wikimedia Commons; Translated by 傅煜銘）

恒星的生命周期演化進程圖示（圖片來源：By R.N. Bailey, via Wikimedia Commons; Translated by 傅煜銘）

（七）. 恒星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)（主星序階段）

恒星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)示意圖（主序星）

恒星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)示意圖（主序星）

恒星內(nèi)部結(jié)構(gòu)的研究始于萊恩，1916 1926年是恒星內(nèi)部結(jié)構(gòu)理論發(fā)展的重要階段，其中大部分工作由英國天文學(xué)家愛丁頓爵士完成，1926年他首次出版了《恒星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)》一書。他首次指出，在恒星內(nèi)部，能量由內(nèi)向外轉(zhuǎn)移主要不是靠對流而是靠輻射，他用輻射平衡取代對流平衡以建立研究恒星內(nèi)部結(jié)構(gòu)的方程組。從這些方程組出發(fā)，他得到了與觀測符合的恒星的質(zhì)光關(guān)系。

恒星內(nèi)部結(jié)構(gòu)主要由它的質(zhì)量﹑化學(xué)成分和演化階段（即年齡）來決定。恒星內(nèi)部結(jié)構(gòu)和它的中心溫度、密度和化學(xué)成分決定恒星中心以哪種熱核反應(yīng)起主導(dǎo)作用，而一旦新的熱核反應(yīng)發(fā)生，又轉(zhuǎn)而影響甚至決定恒星的結(jié)構(gòu)和演化。此外，還可以就不同元素氫﹑氦﹑碳﹑氧等燃燒階段來討論恒星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)。

在主星序階段的恒星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)主要由質(zhì)量來決定。是相當(dāng)穩(wěn)定的、對稱的熾熱氣體球結(jié)構(gòu)，處于流體靜力學(xué)平衡狀態(tài)，分為多層，每層均勻一致。它的中央有一個能夠進行核反應(yīng)的核心，成為恒星能量的來源。恒星內(nèi)部的物質(zhì)，越向中心密度越高，溫度也越高。核心外面是輻射層、光球?qū)?、對流層、色球?qū)雍托敲帷?/p>

主星序階段，質(zhì)量大于 1.70M 的恒星，外部對流層（見太陽對流層）的影響可以忽略不計，可看作完全是輻射層，而中心部分有對流核心。

質(zhì)量在0.8 1.7M 范圍內(nèi)的恒星，外部有相當(dāng)大的對流層，而中心部分的對流核心隨質(zhì)量的減小而減小。太陽內(nèi)部從對流層底層到中心完全是輻射層。這和產(chǎn)能方式有關(guān)。

質(zhì)量大于 2M 的大質(zhì)量恒星，產(chǎn)能機制主要是碳氮循環(huán)，產(chǎn)能率和溫度的高次方成正比。中心溫度高，溫度梯度高，導(dǎo)致對流。

質(zhì)量小于0.8M的恒星計算結(jié)果較少，一般認(rèn)為外部的對流層向內(nèi)深入。

對于0.64M的恒星﹐外部對流層厚度可達半徑的1/3。

對于0.08 0.27M的恒星，對流層可以一直延伸到中心。

紅矮星和黃矮星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)圖

紅矮星和黃矮星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)圖

上圖左側(cè)是紅矮星內(nèi)部結(jié)構(gòu)，從恒星內(nèi)核的聚變區(qū)域到外部對流包層中都是對流層，所有的氫元素核聚變后產(chǎn)生的“灰燼”氦元素可以對流到恒星其他區(qū)域，其他區(qū)域的氫元素也可以對流到內(nèi)核進行聚變，氦不會堆積，氫元素利用率極高，因此紅矮星的壽命非常長，在這個過程中也不會有氦閃和紅巨星階段出現(xiàn)，因為它的燃燒始終如一，直到氫元素耗盡！

上圖右側(cè)黃矮星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)，從內(nèi)核聚變區(qū)域到接近表面的對流層之間有一個輻射層，氫元素聚變后氦元素被輻射層阻擋，堆積在內(nèi)核無法交換到表面，但因太陽的內(nèi)核溫度不夠并無法聚變氦，但隨著氫元素耗盡，輻射壓降低，外層巨大的壓力下會導(dǎo)致內(nèi)核溫度上升達到氦元素聚變的條件，此時氦元素會突然聚變，產(chǎn)生類似爆炸效果，將外殼大量物質(zhì)拋射到宇宙空間，這就是氦閃！在太陽的晚年紅巨星階段，氦閃將會發(fā)生多次，每次氦閃之后太陽的直徑都會增加不少！

太陽的光度變化曲線圖-恒星的氦閃

太陽的光度變化曲線圖-恒星的氦閃

上圖是太陽的光度變化曲線，峰值即是氦閃的時刻，除了第一次之后會有比較長時間的低谷以外，在往后越越來越頻繁，直到最后一次之后拋去氣殼成為一顆白矮星！

Pi-1_Gruis_VLTI是天鶴座的一顆紅巨星，質(zhì)量為1.5M ，已膨脹到太陽的350倍，我們根據(jù)這個模型來計算太陽未來膨脹的規(guī)模。球體積公式V=4/3πR3，假設(shè)Pi-1體積為太陽紅巨星的1.5倍，太陽半徑增加305倍，139.2億公里*305=4.26億公里，半徑2.13億公里，基本到達火星軌道。