在本节结束时，您将能够：

总结关于恒星或原恒星如何随时间变化的所有细节的最好方法之一是使用Hertzsprung-Russell（H—R）图。 回想一下《星星：天体普查》中记得，在查看 H—R 图时，温度（水平轴）向左增加。 随着恒星经历生命的各个阶段，它的亮度和温度会发生变化。 因此，它在H—R图上的位置也发生了变化，其中亮度是根据温度绘制的。 随着恒星年龄的增长，我们必须在图中的不同位置重新绘制它。 因此，天文学家经常说一颗恒星在 H—R 图上移动，或者说它的演变在图上描绘了一条路径。 在这种情况下，“寻找路径” 与恒星在太空中的运动无关；这只是表示恒星的温度和亮度随着其演变而变化的简写方式。

观看欧米茄半人马座星团中恒星的动画，它们根据亮度和温度重新排列，形成赫兹斯普伦-罗素（H—R）图。

要估计恒星的亮度和温度会随着年龄的增长而变化多少，我们必须求助于计算。 理论家计算了一系列恒星的模型，每个连续的模型代表较晚的时间点。 星星可能由于各种原因而改变。 例如，原恒星的大小会发生变化，因为它们正在收缩，它们的温度和亮度也会随之变化。 在恒星的核心开始核聚变之后（参见《从青春期到晚年的恒星》），主序列恒星会发生变化，因为它们正在耗尽核燃料。

给定一个代表恒星演化某个阶段的模型，我们可以计算出稍后它会是什么样子。 在每一步中，模型都会预测恒星的亮度和大小，根据这些值，我们可以计算出恒星的表面温度。 以这种方式计算的 H—R 图上的一系列点使我们能够跟踪恒星的生命变化，因此被称为恒星的进化轨迹。

现在，让我们利用这些想法来关注即将成为主序列恒星的原恒星的演变。 图中显示了具有一系列恒星质量的新形成的恒星的进化轨迹\(\PageIndex{1}\)。 这些年轻的恒星天体尚未通过核反应产生能量，但它们从引力收缩中获得能量——通过赫尔姆霍茨和开尔文在上个世纪为太阳提出的那种过程（参见《太阳：核强国》一章）。

最初，原恒星仍然相当酷，半径非常大，密度也很低。 它对红外辐射是透明的，引力收缩产生的热量可以自由地辐射到太空中。 由于原恒星内部的热量积聚缓慢，因此气体压力仍然很低，外层几乎不受阻碍地向中心掉落。 因此，原恒星经历了非常迅速的崩溃，这个阶段对应于图右侧大致垂直的线\(\PageIndex{1}\)。 随着恒星的缩小，其表面积变小，因此其总亮度会降低。 只有当原恒星变得密集和不透明到足以捕获引力收缩释放的热量时，快速收缩才会停止。

当恒星开始保持热量时，收缩速度会慢得多，收缩恒星内部的变化使像太阳这样的恒星的亮度大致保持不变。 表面温度开始升高，恒星在 H—R 图中向左 “移动”。 只有在前面描述的恒星风清除周围的尘埃和气体之后，恒星才会首次可见。 这可能发生在低质量恒星的快速收缩阶段，但是高质量恒星在结束引力收缩的早期阶段之前一直被尘埃笼罩（见图中的虚线\(\PageIndex{1}\)）。

为了帮助你追踪恒星在生命中经历的各个阶段，比较恒星的发育和人类的发育可能会很有用。 （显然，你找不到确切的对应关系，但是用人性化的角度思考各个阶段可能会帮助你记住我们想要强调的一些想法。） Protostars 可以与人类胚胎相提并论，它们还无法维持生存，但随着它们的生长，它们会从环境中吸收资源。 正如孩子的出生是它被要求（通过进食和呼吸）产生自身能量的那一刻一样，天文学家说，当恒星能够通过核反应（通过产生自己的能量）维持自身生存时，它就会诞生。

当恒星的中心温度变得足够高（约1200万K）以将氢气融合到氦气中时，我们说恒星已经达到了主序列（《星星：天体普查》中引入了这个概念）。 它现在是一颗成熟的恒星，或多或少处于平衡状态，其变化速度急剧减慢。 只有氢气在核心转化为氦气时逐渐消耗才会慢慢改变恒星的特性。

恒星的质量决定了它落在主序列上的确切位置。 如图所\(\PageIndex{1}\)示，主序列上的巨星具有高温和高亮度。 低质量恒星温度低，亮度低。

质量极低的物体永远无法达到足够高的中心温度来点燃核反应。 主序列的低端停在恒星的质量刚好足以以足够的速度维持核反应以阻止引力收缩的地方。 据计算，该临界质量约为太阳质量的0.075倍。 正如我们在分析星光一章中所讨论的那样，低于这个临界质量的物体被称为褐矮星或行星。 在另一个极端，主序列的上端终止于新形成的巨星辐射的能量变得如此之大，以至于阻止了额外物质的积聚。 恒星质量的上限介于 100 到 200 个太阳质量之间。

恒星形成需要多长时间取决于它的质量。 在图中标记每条轨道上的分数的数字\(\PageIndex{1}\)是胚星达到我们一直在讨论的阶段所需的时间（以年为单位）。 质量比太阳高得多的恒星将在几千到一百万年内到达主序列。 太阳需要数百万年才能诞生。 质量较低的恒星演化为较低的主序列需要数千万年的时间。 （我们将看到，事实证明这是一个普遍原则：巨型恒星比低质量恒星更快地经历所有进化阶段。）

我们将讨论恒星生命的后续阶段，从青春期到晚年，研究恒星进入主序列并开始融合氢气形成氦气的 “延长的青春期” 和 “成年” 之后会发生什么。 但是现在我们要研究恒星和行星的形成之间的联系。

恒星的演变可以用其温度和亮度的变化来描述，然后最好在 H—R 图上绘制它们。 原恒星通过引力收缩产生能量（和内部热量），这种收缩通常持续数百万年，直到恒星到达主序列。