恒星的前身是一團(tuán)密度不勻的氣體（主要是氫）．密度較大處有較強(qiáng)引力，吸引來更多氣體，逐漸形成一個(gè)球?qū)ΨQ氣團(tuán)。因此整個(gè)氣團(tuán)在引力作用下收縮。這是引力勢(shì)能轉(zhuǎn)化為熱能的過程，因此溫度Ｔ不斷升高。根據(jù)經(jīng)典理想氣體的壓強(qiáng)公式
p=nkT，（k為玻爾茲曼常數(shù)，n為數(shù)密度。）
看來當(dāng)溫度足夠高時(shí)有可能阻止收縮，然而在沒有能源的情況下這是不可能的：由于氣團(tuán)溫度比周圍高，它不斷向外輻射能量。如果收縮停止，溫度(因而壓強(qiáng))就要下降，內(nèi)外壓強(qiáng)差抗衡不了自引力。因此它要不斷收縮，以使為引力勢(shì)能不斷轉(zhuǎn)化向外輻射出去的能量。
經(jīng)過一段時(shí)間的緩慢收縮，氣團(tuán)中心的溫度和密度終于高到足以點(diǎn)燃熱核反應(yīng)的程度。 中心附近（一個(gè)稱為星核的中心球）的氫經(jīng)熱核聚變而成氦
總有一大星核內(nèi)的氫全部變?yōu)楹ぃ挥兄車囊粚託淙栽谌紵?，星體內(nèi)部的情況可由圖9-9粗略表示。當(dāng)星核的溫度尚未達(dá)到點(diǎn)燃氦的核聚變的程度時(shí)，情況與先前的星核尚未達(dá)到點(diǎn)燃?xì)涞那闆r類似：氦球在自引力作用下再次收縮，同時(shí)變熱。這使周圍薄層的氫燃燒從而導(dǎo)致星球外部膨脹和冷卻，變成一顆紅巨星（red giant）。“紅”是由于表面溫度降低，“巨”是因膨脹得名。[ 返回 ]
氦球收縮導(dǎo)致的高溫高密可能達(dá)到點(diǎn)燃氦的聚變反應(yīng)（燒氦變碳或氧）的程度，所釋放的能量再次使星核達(dá)到穩(wěn)定平衡。這種靠氦燃燒維持的平衡的持續(xù)期遠(yuǎn)短于氫燃燒的持續(xù)期。當(dāng)氦燒成碳（或氧）時(shí)星核再度收縮。
恒星的晚年命運(yùn)因質(zhì)量而異。對(duì)于質(zhì)量較小的恒星（包括太陽(yáng)），星核的收縮不能提供足夠溫度使碳發(fā)生核聚變，靠核能維持平衡己不再可能。
還有沒有什么力量足以抗衡自引力，經(jīng)典物理學(xué)中不存在這樣的力量。遏止自引力收縮必須有足夠的壓強(qiáng)梯度。星體由氫，氦及其他元素組成。星內(nèi)的高溫使這些元素的原子處于電離狀態(tài)。在給定密度下要獲得高壓就要有高溫，由于星體不斷輻射能量，除核反應(yīng)以外沒有任何機(jī)制可以提供能量以維持高溫。然而，根據(jù)量于物理學(xué)，即使是絕對(duì)零度（-273.16度）下的系統(tǒng)也有可能存在可觀的壓強(qiáng)，以電子氣為例，
電子服從泡利不相容原理，一個(gè)能級(jí)至多可被兩個(gè)電子占據(jù)?？梢?，即使處于絕對(duì)零度，電子氣中的電子也不像經(jīng)典物理斷言的那樣完全沒有運(yùn)動(dòng)，它們具有并非起因于熱運(yùn)動(dòng)（而是起因于不相容原理）的動(dòng)能，這種動(dòng)能對(duì)壓強(qiáng)和能量密度都有貢獻(xiàn)。溫度為絕對(duì)零度的電子氣叫（完全）簡(jiǎn)并電子氣，由上述原因引起的壓強(qiáng)叫電子簡(jiǎn)并壓 。在普通密度下，電子簡(jiǎn)并壓微不足道。但電子簡(jiǎn)并壓在高密情況下的作用卻很可觀。
星核在氫、氦燒完后的再次收縮造成的高密度．所以這時(shí)星內(nèi)的電子可看作簡(jiǎn)并電子氣，其簡(jiǎn)并壓有可能抗衡自引力，使星體保持平衡，永不收縮。這種靠電子簡(jiǎn)并壓支撐的穩(wěn)定星體稱為白矮星（white dwarf） “矮”是指比普通恒星小得多，“白”則由表面溫度很高得名。一個(gè)孤立的星體一旦演化為自矮星就不再有重要的演化過程。因?yàn)闇囟缺韧饨绺撸鼘⒉粩噍椛淠芰?。由于沒有能源，輻射導(dǎo)致溫度下降，直至與周圍溫度相等，因而再也不被看見。（許多文獻(xiàn)稱, 此為“黑矮星”，即“black dwarf”．）白矮星的存在性早已為天文觀測(cè)所證實(shí)，天狼星日是人類發(fā)現(xiàn)的第一顆白矮星。直觀地想，質(zhì)量越大的星體自引力越強(qiáng)，只有質(zhì)量足夠小的星體才能靠電子簡(jiǎn)并壓支撐而成白矮星。錢德拉塞卡最先求得白矮星的質(zhì)量上限
Mch=1.3倍太陽(yáng)質(zhì)量（1.3Ms）
這一工作以及他一生對(duì)大體物理學(xué)的貢獻(xiàn)使他于１９８３年獲得諾貝爾物理獎(jiǎng)。
星體在演化過程中會(huì)因拋出物質(zhì)而使質(zhì)量減?。?dāng)說到自矮星滿足Ｍ<Msh，時(shí)，Ｍ 是指剩余質(zhì)量。據(jù)估算，初始質(zhì)量小于6-8Ms的星體都將經(jīng)過紅巨星階段并拋出大量, 物質(zhì)而成為質(zhì)量約為0.5-0.6Ms的白矮星。[ 返回 ]
如果Ｍ＞Mch，則電子簡(jiǎn)并壓不足以維持星體平衡，星核內(nèi)部的核聚變反應(yīng)將一級(jí)
級(jí)繼續(xù)，直至燒成鐵和鎳,這是結(jié)合得最緊的原子核（核于的平均結(jié)合能最大），不可能因核聚變而放能．于是星核在自引力作用下急劇收縮，密度和溫度急劇增大。這時(shí)自引力很強(qiáng)。平衡更難實(shí)現(xiàn)。
在如此高溫高密下，高能光于可將鐵——鎳原子核打碎成中子、質(zhì)子或輕核（光分裂），電子也將同質(zhì)于反應(yīng)而成中于和中微于（后者溢出星體）。于是中子在星核內(nèi)占了絕大部分。中子也服從泡利不相容原理。在達(dá)到核密度（~1e17）時(shí),因而可以看作簡(jiǎn)并中子氣，其簡(jiǎn)并壓也有可能抗衡自引力，使星體達(dá)到穩(wěn)定平衡。這種靠中子簡(jiǎn)并壓支撐的穩(wěn)定星體稱為中子星(neutron star)。
由于中子星內(nèi)的密度達(dá)到甚至超過核密度，人們對(duì)這種條件下的物態(tài)方程的了解遠(yuǎn)不如在較低密度時(shí)確切，這給中子星質(zhì)量上限的計(jì)算帶來困雉，不同文獻(xiàn)給出不同結(jié)果，只能大概說中子星的質(zhì)量上限為2Ms(或2~3Ms)，由于達(dá)到核密度，不妨認(rèn)為中子星是一個(gè)“超大型原子核”。
中子星比白矮星小得多，典型中子星半徑只有10km的量級(jí)，而白矮星的半徑約在3千至２萬(wàn)公里之間。中子星是一種非常特別（且復(fù)雜）的大體，它有各種“極端”（超常）表現(xiàn)：高達(dá)核密度的密度，異乎尋常的強(qiáng)磁場(chǎng)（高達(dá)1e12高斯）、高速的旋轉(zhuǎn)（頻率從１Hz至近1000Hz）、離光速不遠(yuǎn)的高聲速、超流的內(nèi)部……。人們至今還很難對(duì)它了解得很透徹。
中子星的第一個(gè)理論模型是奧本海默（原子彈之父）等發(fā)表的（１９３９）．由于文中沒有給出可觀測(cè)的物理效應(yīng)，對(duì)中子星的研究冷落了２８年。中子星的存在從１９６７年發(fā)現(xiàn)脈沖星后，開始得到證實(shí)。
脈沖星是一種在地球上測(cè)到的周期性電磁脈沖信號(hào)的信號(hào)源，周期約為１秒或更小，其唯一可信的解釋是：這是一顆旋轉(zhuǎn)著的中子星，其表面的強(qiáng)磁場(chǎng)導(dǎo)致磁偶極輻射，輻射的方向性同中子星的旋轉(zhuǎn)的結(jié)合使地球收到電磁脈沖信號(hào)（１９６７年發(fā)現(xiàn)的脈沖星的電磁脈沖是射電脈沖）．只有中子星（半徑很小，表面引力很強(qiáng)）才能在如此高角速度的旋轉(zhuǎn)中免于“敞架”。
星核在形成中子星之前的收縮非常急劇，所以叫引力坍縮。正在急劇坍縮的星核一旦達(dá)到足夠的密度并被中于簡(jiǎn)并壓所遏制，其強(qiáng)大的能量將表現(xiàn)為向外的沖擊波并把外層物質(zhì)向四周拋出，形成能量極大的超新星爆發(fā)，著名的兩個(gè)超新星遺址——蟹狀星云和船帆狀星云——中都發(fā)現(xiàn)了脈沖星，這對(duì)上述理論是重要支持。地球上對(duì)肉眼可見的超新星爆發(fā)的最近一次觀測(cè)是在１９８７年。 該超新星位于銀河系的近鄰星系——大麥哲倫云，距地球約為１６萬(wàn)光年，超新星爆發(fā)的詳細(xì)機(jī)制仍是一個(gè)正在深入研究的課題。[ 返回 ]
如果球?qū)ΨQ恒星在拋出物質(zhì)后的質(zhì)量仍高于中子星質(zhì)量上限（~2Ms），就沒有任何力量可以阻止它的引力坍縮，它將無限制地縮為密度和曲率都無限大的“奇點(diǎn)”，并形成黑洞 [ 返回 ]
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