隨著科學技術的發展，我們在宇宙中發現了越來越多的星體，它們的數量多到難以想象。相信很多人都思考這麼一個問題，它們每一個體積都那麼巨大，並且數量這麼多的星星一定不是憑空出現的，那它們都是怎麼產出的呢？它們為什麼有的會發光，而有的又不會發光呢？這些問題從古至今，一直困擾著人們。古人們為了解釋這些問題，創造出了很多美麗的故事。直到上個世紀30年代，物理學家們才解釋了，星星的產生是由於星際空間中的氣體和塵埃因重力作用相互吸引而逐漸聚集起來的。而當人類瞭解了原子核內部的物理規律之後，才揭開了星星的發光之謎。同時發現了星星並不是永恆的發光，而是階段性的。星星是有生命的，只有在特定的生命週期內才會發光，它們也會慢慢的走向死亡。
隨著科學技術的發展，我們在宇宙中發現了越來越多的星體，它們的數量多到難以想象。相信很多人都思考這麼一個問題，它們每一個體積都那麼巨大，並且數量這麼多的星星一定不是憑空出現的，那它們都是怎麼產出的呢？它們為什麼有的會發光，而有的又不會發光呢？這些問題從古至今，一直困擾著人們。古人們為了解釋這些問題，創造出了很多美麗的故事。直到上個世紀30年代，物理學家們才解釋了，星星的產生是由於星際空間中的氣體和塵埃因重力作用相互吸引而逐漸聚集起來的。而當人類瞭解了原子核內部的物理規律之後，才揭開了星星的發光之謎。同時發現了星星並不是永恆的發光，而是階段性的。星星是有生命的，只有在特定的生命週期內才會發光，它們也會慢慢的走向死亡。
發光發熱的太陽
恆星為什麼會發光發熱
太陽是我們最熟悉的會發光的星體，正因為它源源不斷的發光發熱才有了我們的生命。在19世紀末，德國的亥姆霍茲和蘇格蘭的威廉·湯姆生都認為星體是由一堆氣體組成的，它之所以會發光發熱是由於它們之間的引力作用相互摩擦而產生的。經過計算，如果太陽是通過這種方式發光發熱的，那麼太陽只能維持2000萬年。但是地質學家十分確認地球的壽命已經幾十億年了，太陽不可能比地球的壽命小這麼多，這個問題依然困擾著人們。
之後英國一位名叫亞瑟·愛丁頓的天文學家提出了他的觀點，他猜想太陽是通過氫燃燒成氦產生的能量，但是他無法解釋其中的緣由。他十分認可愛因斯坦的成就，所以這個猜想極有可能是相對論給他的啟發。這個問題直到20世紀30年代才被德國的物理學家漢斯·貝特和卡爾·維茨塞克解決，他們是通過核物理的角度解決這個問題的。
隨著科學技術的發展，我們在宇宙中發現了越來越多的星體，它們的數量多到難以想象。相信很多人都思考這麼一個問題，它們每一個體積都那麼巨大，並且數量這麼多的星星一定不是憑空出現的，那它們都是怎麼產出的呢？它們為什麼有的會發光，而有的又不會發光呢？這些問題從古至今，一直困擾著人們。古人們為了解釋這些問題，創造出了很多美麗的故事。直到上個世紀30年代，物理學家們才解釋了，星星的產生是由於星際空間中的氣體和塵埃因重力作用相互吸引而逐漸聚集起來的。而當人類瞭解了原子核內部的物理規律之後，才揭開了星星的發光之謎。同時發現了星星並不是永恆的發光，而是階段性的。星星是有生命的，只有在特定的生命週期內才會發光，它們也會慢慢的走向死亡。
發光發熱的太陽
恆星為什麼會發光發熱
太陽是我們最熟悉的會發光的星體，正因為它源源不斷的發光發熱才有了我們的生命。在19世紀末，德國的亥姆霍茲和蘇格蘭的威廉·湯姆生都認為星體是由一堆氣體組成的，它之所以會發光發熱是由於它們之間的引力作用相互摩擦而產生的。經過計算，如果太陽是通過這種方式發光發熱的，那麼太陽只能維持2000萬年。但是地質學家十分確認地球的壽命已經幾十億年了，太陽不可能比地球的壽命小這麼多，這個問題依然困擾著人們。
之後英國一位名叫亞瑟·愛丁頓的天文學家提出了他的觀點，他猜想太陽是通過氫燃燒成氦產生的能量，但是他無法解釋其中的緣由。他十分認可愛因斯坦的成就，所以這個猜想極有可能是相對論給他的啟發。這個問題直到20世紀30年代才被德國的物理學家漢斯·貝特和卡爾·維茨塞克解決，他們是通過核物理的角度解決這個問題的。
太陽的結構
他們通過研究發現：最開始無數個氫原子核在太陽內部來回運動相撞，經過上億年的時間，某些特別的原子核衝破了它們之間的庫倫排斥力，在弱力的作用下融合在一起了。雖然發生這種情況的概率及其小，但是太陽具有數量巨大的氫原子核，同時又經過了漫長的歲月，導致這種情況多次發生。幾次聚合下來，就產生了氦核。兩個氫原子核在高溫下聚合，開始點火，經過幾十億年的歷程，這些氫原子核一方面因正電斥力而互相“躲閃開”，另一方面，它們又有可能聚合在一起，聚合後變成氦原子核，它的質量小於兩個氫原子核的質量之和。根據愛因斯坦的質能公式，這個聚合反應放出大量的能量。
隨著科學技術的發展，我們在宇宙中發現了越來越多的星體，它們的數量多到難以想象。相信很多人都思考這麼一個問題，它們每一個體積都那麼巨大，並且數量這麼多的星星一定不是憑空出現的，那它們都是怎麼產出的呢？它們為什麼有的會發光，而有的又不會發光呢？這些問題從古至今，一直困擾著人們。古人們為了解釋這些問題，創造出了很多美麗的故事。直到上個世紀30年代，物理學家們才解釋了，星星的產生是由於星際空間中的氣體和塵埃因重力作用相互吸引而逐漸聚集起來的。而當人類瞭解了原子核內部的物理規律之後，才揭開了星星的發光之謎。同時發現了星星並不是永恆的發光，而是階段性的。星星是有生命的，只有在特定的生命週期內才會發光，它們也會慢慢的走向死亡。
發光發熱的太陽
恆星為什麼會發光發熱
太陽是我們最熟悉的會發光的星體，正因為它源源不斷的發光發熱才有了我們的生命。在19世紀末，德國的亥姆霍茲和蘇格蘭的威廉·湯姆生都認為星體是由一堆氣體組成的，它之所以會發光發熱是由於它們之間的引力作用相互摩擦而產生的。經過計算，如果太陽是通過這種方式發光發熱的，那麼太陽只能維持2000萬年。但是地質學家十分確認地球的壽命已經幾十億年了，太陽不可能比地球的壽命小這麼多，這個問題依然困擾著人們。
之後英國一位名叫亞瑟·愛丁頓的天文學家提出了他的觀點，他猜想太陽是通過氫燃燒成氦產生的能量，但是他無法解釋其中的緣由。他十分認可愛因斯坦的成就，所以這個猜想極有可能是相對論給他的啟發。這個問題直到20世紀30年代才被德國的物理學家漢斯·貝特和卡爾·維茨塞克解決，他們是通過核物理的角度解決這個問題的。
太陽的結構
他們通過研究發現：最開始無數個氫原子核在太陽內部來回運動相撞，經過上億年的時間，某些特別的原子核衝破了它們之間的庫倫排斥力，在弱力的作用下融合在一起了。雖然發生這種情況的概率及其小，但是太陽具有數量巨大的氫原子核，同時又經過了漫長的歲月，導致這種情況多次發生。幾次聚合下來，就產生了氦核。兩個氫原子核在高溫下聚合，開始點火，經過幾十億年的歷程，這些氫原子核一方面因正電斥力而互相“躲閃開”，另一方面，它們又有可能聚合在一起，聚合後變成氦原子核，它的質量小於兩個氫原子核的質量之和。根據愛因斯坦的質能公式，這個聚合反應放出大量的能量。
恆星聚變示意圖
- 兩個氫原子核在高溫（10^7K）、高壓（10^11atm）下聚合成重氫2^H並放出正電子和中微子等。H+H->2^H+（e+）+V，釋放能量Q=0.42MeV
- 重氫和氫原子核聚合成3^He，2^H+H->3^He + γ，釋放能量Q=5.49MeV
- 兩組3^H聚合4^H和兩個質子。3^He+3^He->4^He+H+H，釋放能量Q=12.86MeV
整個過程共釋放出能量26.7MeV。太陽通過不斷的重複上述過程來釋放能量。
現在這種熱核反應向外噴發的壓力與太陽的引力旗鼓相當，使太陽是穩定的。當太陽的熱核反應原料耗盡時，太陽會由於壓力重力的作用開始坍縮。46億年來，太陽每秒鐘要消耗掉10億噸的氫。不過不用緊張，太陽的質量約為2*10^27噸，按照每秒10噸的速度消耗，還要再經歷46億年才會耗盡。
恆星的生命歷程
我們已經瞭解星星是如果發光的，現在再來探討一下星星是如何產生的，它是如何從出生到死亡的，它都經歷過了哪些階段，它的生命是一個怎樣的歷程？
銀河系中的恆星大多數都是起源於銀河系銀道面內密集的氣體和塵粒。它們的質量不同，生命軌跡也會截然不同。我們可以根據恆星質量（M1）與太陽質量（M2）的對比，分成四個不同的生命軌跡：
- M1>30M2：紅超巨星->藍超巨星->最強超新星爆發->形成黑洞並噴發殘骸->遺蹟為恆星原始物質
- 30M2>M1>8M2：紅超新星->超新星爆發->脈衝星、中子星；M1>3.2M2會形成黑洞。
- M1約等於M2的恆星：紅巨星->行星狀星雲->白矮星；3.2M2>M1>1.4M2會形成中子星。
- M1<M2的恆星：會形成白矮星、褐矮星。
可見，一個恆星的命運是由它的質量的決定的。類似太陽大的恆星，當它能量耗盡開始坍縮時，它內部的溫度會越來越高，當溫度達到一定程度，使原來熱核聚變的灰燼“氦”聚合成了碳，同時又釋放出了大量的能量，這一部分能量使它的體積急速增大，能夠膨脹到原來的數百倍。由於這些能量比之前的熱核聚變產生的能量小了很多，而且輻射能散佈在一個大得多的表面積上，導致它看起來色澤暗淡，成為了紅巨星。這個階段就是恆星臨死前的迴光返照。
在獵戶座中就有著幾個紅超巨星，他們特別亮，是太陽亮度的60000倍。當紅巨星內部的燃料耗盡時，脆弱的外殼就會破碎，它會向太空中噴發千百萬噸的物質。這些物質會形成行星狀星雲，我們已經觀測到了大量的行星狀星雲。
隨著科學技術的發展，我們在宇宙中發現了越來越多的星體，它們的數量多到難以想象。相信很多人都思考這麼一個問題，它們每一個體積都那麼巨大，並且數量這麼多的星星一定不是憑空出現的，那它們都是怎麼產出的呢？它們為什麼有的會發光，而有的又不會發光呢？這些問題從古至今，一直困擾著人們。古人們為了解釋這些問題，創造出了很多美麗的故事。直到上個世紀30年代，物理學家們才解釋了，星星的產生是由於星際空間中的氣體和塵埃因重力作用相互吸引而逐漸聚集起來的。而當人類瞭解了原子核內部的物理規律之後，才揭開了星星的發光之謎。同時發現了星星並不是永恆的發光，而是階段性的。星星是有生命的，只有在特定的生命週期內才會發光，它們也會慢慢的走向死亡。
發光發熱的太陽
恆星為什麼會發光發熱
太陽是我們最熟悉的會發光的星體，正因為它源源不斷的發光發熱才有了我們的生命。在19世紀末，德國的亥姆霍茲和蘇格蘭的威廉·湯姆生都認為星體是由一堆氣體組成的，它之所以會發光發熱是由於它們之間的引力作用相互摩擦而產生的。經過計算，如果太陽是通過這種方式發光發熱的，那麼太陽只能維持2000萬年。但是地質學家十分確認地球的壽命已經幾十億年了，太陽不可能比地球的壽命小這麼多，這個問題依然困擾著人們。
之後英國一位名叫亞瑟·愛丁頓的天文學家提出了他的觀點，他猜想太陽是通過氫燃燒成氦產生的能量，但是他無法解釋其中的緣由。他十分認可愛因斯坦的成就，所以這個猜想極有可能是相對論給他的啟發。這個問題直到20世紀30年代才被德國的物理學家漢斯·貝特和卡爾·維茨塞克解決，他們是通過核物理的角度解決這個問題的。
太陽的結構
他們通過研究發現：最開始無數個氫原子核在太陽內部來回運動相撞，經過上億年的時間，某些特別的原子核衝破了它們之間的庫倫排斥力，在弱力的作用下融合在一起了。雖然發生這種情況的概率及其小，但是太陽具有數量巨大的氫原子核，同時又經過了漫長的歲月，導致這種情況多次發生。幾次聚合下來，就產生了氦核。兩個氫原子核在高溫下聚合，開始點火，經過幾十億年的歷程，這些氫原子核一方面因正電斥力而互相“躲閃開”，另一方面，它們又有可能聚合在一起，聚合後變成氦原子核，它的質量小於兩個氫原子核的質量之和。根據愛因斯坦的質能公式，這個聚合反應放出大量的能量。
恆星聚變示意圖
- 兩個氫原子核在高溫（10^7K）、高壓（10^11atm）下聚合成重氫2^H並放出正電子和中微子等。H+H->2^H+（e+）+V，釋放能量Q=0.42MeV
- 重氫和氫原子核聚合成3^He，2^H+H->3^He + γ，釋放能量Q=5.49MeV
- 兩組3^H聚合4^H和兩個質子。3^He+3^He->4^He+H+H，釋放能量Q=12.86MeV
整個過程共釋放出能量26.7MeV。太陽通過不斷的重複上述過程來釋放能量。
現在這種熱核反應向外噴發的壓力與太陽的引力旗鼓相當，使太陽是穩定的。當太陽的熱核反應原料耗盡時，太陽會由於壓力重力的作用開始坍縮。46億年來，太陽每秒鐘要消耗掉10億噸的氫。不過不用緊張，太陽的質量約為2*10^27噸，按照每秒10噸的速度消耗，還要再經歷46億年才會耗盡。
恆星的生命歷程
我們已經瞭解星星是如果發光的，現在再來探討一下星星是如何產生的，它是如何從出生到死亡的，它都經歷過了哪些階段，它的生命是一個怎樣的歷程？
銀河系中的恆星大多數都是起源於銀河系銀道面內密集的氣體和塵粒。它們的質量不同，生命軌跡也會截然不同。我們可以根據恆星質量（M1）與太陽質量（M2）的對比，分成四個不同的生命軌跡：
- M1>30M2：紅超巨星->藍超巨星->最強超新星爆發->形成黑洞並噴發殘骸->遺蹟為恆星原始物質
- 30M2>M1>8M2：紅超新星->超新星爆發->脈衝星、中子星；M1>3.2M2會形成黑洞。
- M1約等於M2的恆星：紅巨星->行星狀星雲->白矮星；3.2M2>M1>1.4M2會形成中子星。
- M1<M2的恆星：會形成白矮星、褐矮星。
可見，一個恆星的命運是由它的質量的決定的。類似太陽大的恆星，當它能量耗盡開始坍縮時，它內部的溫度會越來越高，當溫度達到一定程度，使原來熱核聚變的灰燼“氦”聚合成了碳，同時又釋放出了大量的能量，這一部分能量使它的體積急速增大，能夠膨脹到原來的數百倍。由於這些能量比之前的熱核聚變產生的能量小了很多，而且輻射能散佈在一個大得多的表面積上，導致它看起來色澤暗淡，成為了紅巨星。這個階段就是恆星臨死前的迴光返照。
在獵戶座中就有著幾個紅超巨星，他們特別亮，是太陽亮度的60000倍。當紅巨星內部的燃料耗盡時，脆弱的外殼就會破碎，它會向太空中噴發千百萬噸的物質。這些物質會形成行星狀星雲，我們已經觀測到了大量的行星狀星雲。
獵戶座中的紅巨星
在距離我們500光年處的旋渦星雲就是其中一個，它現在還以30km/s的速度向外擴張著。它中間空的區域原來是星體，現在已經縮成了質量很大但是體積很小的白矮星。這顆白矮星體積與地球差不多，但是質量是地球的100萬倍。
隨著科學技術的發展，我們在宇宙中發現了越來越多的星體，它們的數量多到難以想象。相信很多人都思考這麼一個問題，它們每一個體積都那麼巨大，並且數量這麼多的星星一定不是憑空出現的，那它們都是怎麼產出的呢？它們為什麼有的會發光，而有的又不會發光呢？這些問題從古至今，一直困擾著人們。古人們為了解釋這些問題，創造出了很多美麗的故事。直到上個世紀30年代，物理學家們才解釋了，星星的產生是由於星際空間中的氣體和塵埃因重力作用相互吸引而逐漸聚集起來的。而當人類瞭解了原子核內部的物理規律之後，才揭開了星星的發光之謎。同時發現了星星並不是永恆的發光，而是階段性的。星星是有生命的，只有在特定的生命週期內才會發光，它們也會慢慢的走向死亡。
發光發熱的太陽
恆星為什麼會發光發熱
太陽是我們最熟悉的會發光的星體，正因為它源源不斷的發光發熱才有了我們的生命。在19世紀末，德國的亥姆霍茲和蘇格蘭的威廉·湯姆生都認為星體是由一堆氣體組成的，它之所以會發光發熱是由於它們之間的引力作用相互摩擦而產生的。經過計算，如果太陽是通過這種方式發光發熱的，那麼太陽只能維持2000萬年。但是地質學家十分確認地球的壽命已經幾十億年了，太陽不可能比地球的壽命小這麼多，這個問題依然困擾著人們。
之後英國一位名叫亞瑟·愛丁頓的天文學家提出了他的觀點，他猜想太陽是通過氫燃燒成氦產生的能量，但是他無法解釋其中的緣由。他十分認可愛因斯坦的成就，所以這個猜想極有可能是相對論給他的啟發。這個問題直到20世紀30年代才被德國的物理學家漢斯·貝特和卡爾·維茨塞克解決，他們是通過核物理的角度解決這個問題的。
太陽的結構
他們通過研究發現：最開始無數個氫原子核在太陽內部來回運動相撞，經過上億年的時間，某些特別的原子核衝破了它們之間的庫倫排斥力，在弱力的作用下融合在一起了。雖然發生這種情況的概率及其小，但是太陽具有數量巨大的氫原子核，同時又經過了漫長的歲月，導致這種情況多次發生。幾次聚合下來，就產生了氦核。兩個氫原子核在高溫下聚合，開始點火，經過幾十億年的歷程，這些氫原子核一方面因正電斥力而互相“躲閃開”，另一方面，它們又有可能聚合在一起，聚合後變成氦原子核，它的質量小於兩個氫原子核的質量之和。根據愛因斯坦的質能公式，這個聚合反應放出大量的能量。
恆星聚變示意圖
- 兩個氫原子核在高溫（10^7K）、高壓（10^11atm）下聚合成重氫2^H並放出正電子和中微子等。H+H->2^H+（e+）+V，釋放能量Q=0.42MeV
- 重氫和氫原子核聚合成3^He，2^H+H->3^He + γ，釋放能量Q=5.49MeV
- 兩組3^H聚合4^H和兩個質子。3^He+3^He->4^He+H+H，釋放能量Q=12.86MeV
整個過程共釋放出能量26.7MeV。太陽通過不斷的重複上述過程來釋放能量。
現在這種熱核反應向外噴發的壓力與太陽的引力旗鼓相當，使太陽是穩定的。當太陽的熱核反應原料耗盡時，太陽會由於壓力重力的作用開始坍縮。46億年來，太陽每秒鐘要消耗掉10億噸的氫。不過不用緊張，太陽的質量約為2*10^27噸，按照每秒10噸的速度消耗，還要再經歷46億年才會耗盡。
恆星的生命歷程
我們已經瞭解星星是如果發光的，現在再來探討一下星星是如何產生的，它是如何從出生到死亡的，它都經歷過了哪些階段，它的生命是一個怎樣的歷程？
銀河系中的恆星大多數都是起源於銀河系銀道面內密集的氣體和塵粒。它們的質量不同，生命軌跡也會截然不同。我們可以根據恆星質量（M1）與太陽質量（M2）的對比，分成四個不同的生命軌跡：
- M1>30M2：紅超巨星->藍超巨星->最強超新星爆發->形成黑洞並噴發殘骸->遺蹟為恆星原始物質
- 30M2>M1>8M2：紅超新星->超新星爆發->脈衝星、中子星；M1>3.2M2會形成黑洞。
- M1約等於M2的恆星：紅巨星->行星狀星雲->白矮星；3.2M2>M1>1.4M2會形成中子星。
- M1<M2的恆星：會形成白矮星、褐矮星。
可見，一個恆星的命運是由它的質量的決定的。類似太陽大的恆星，當它能量耗盡開始坍縮時，它內部的溫度會越來越高，當溫度達到一定程度，使原來熱核聚變的灰燼“氦”聚合成了碳，同時又釋放出了大量的能量，這一部分能量使它的體積急速增大，能夠膨脹到原來的數百倍。由於這些能量比之前的熱核聚變產生的能量小了很多，而且輻射能散佈在一個大得多的表面積上，導致它看起來色澤暗淡，成為了紅巨星。這個階段就是恆星臨死前的迴光返照。
在獵戶座中就有著幾個紅超巨星，他們特別亮，是太陽亮度的60000倍。當紅巨星內部的燃料耗盡時，脆弱的外殼就會破碎，它會向太空中噴發千百萬噸的物質。這些物質會形成行星狀星雲，我們已經觀測到了大量的行星狀星雲。
獵戶座中的紅巨星
在距離我們500光年處的旋渦星雲就是其中一個，它現在還以30km/s的速度向外擴張著。它中間空的區域原來是星體，現在已經縮成了質量很大但是體積很小的白矮星。這顆白矮星體積與地球差不多，但是質量是地球的100萬倍。
旋渦星雲
質量更大的超紅巨星到晚年時的溫度能夠達到幾百億攝氏度，之後繼續的聚變生成了比碳更重的物質以致超新星爆發，它的核心就形成了中子星。
恆星生命的進一步完善
20世界初期，天文學家們一致認為所有的恆星最終都會變成白矮星。直到1930年時，一位名叫薩拉馬尼安·昌德拉塞卡的印度天文學家提出，一個1.5倍太陽質量的恆星燃料即將耗盡時，引力還是會超過電子因不相容原理而產生的斥力，並預示出在白矮星死亡之前，當它的尺寸萎縮到約太陽的1.5倍極限值時，其所剩餘的物質會是超新星爆發的原料。經過他縝密的思考和長時間的計算，他在1935年將白矮星壽命上限的理論值公佈了出來，結果卻得到了很多人的質疑。在之後的30年裡，他提出的理論才被觀察驗證，得到了人們的認可。因此他獲得了1983年的諾貝爾物理學獎，此時，他已經70多歲了。
隨著科學技術的發展，我們在宇宙中發現了越來越多的星體，它們的數量多到難以想象。相信很多人都思考這麼一個問題，它們每一個體積都那麼巨大，並且數量這麼多的星星一定不是憑空出現的，那它們都是怎麼產出的呢？它們為什麼有的會發光，而有的又不會發光呢？這些問題從古至今，一直困擾著人們。古人們為了解釋這些問題，創造出了很多美麗的故事。直到上個世紀30年代，物理學家們才解釋了，星星的產生是由於星際空間中的氣體和塵埃因重力作用相互吸引而逐漸聚集起來的。而當人類瞭解了原子核內部的物理規律之後，才揭開了星星的發光之謎。同時發現了星星並不是永恆的發光，而是階段性的。星星是有生命的，只有在特定的生命週期內才會發光，它們也會慢慢的走向死亡。
發光發熱的太陽
恆星為什麼會發光發熱
太陽是我們最熟悉的會發光的星體，正因為它源源不斷的發光發熱才有了我們的生命。在19世紀末，德國的亥姆霍茲和蘇格蘭的威廉·湯姆生都認為星體是由一堆氣體組成的，它之所以會發光發熱是由於它們之間的引力作用相互摩擦而產生的。經過計算，如果太陽是通過這種方式發光發熱的，那麼太陽只能維持2000萬年。但是地質學家十分確認地球的壽命已經幾十億年了，太陽不可能比地球的壽命小這麼多，這個問題依然困擾著人們。
之後英國一位名叫亞瑟·愛丁頓的天文學家提出了他的觀點，他猜想太陽是通過氫燃燒成氦產生的能量，但是他無法解釋其中的緣由。他十分認可愛因斯坦的成就，所以這個猜想極有可能是相對論給他的啟發。這個問題直到20世紀30年代才被德國的物理學家漢斯·貝特和卡爾·維茨塞克解決，他們是通過核物理的角度解決這個問題的。
太陽的結構
他們通過研究發現：最開始無數個氫原子核在太陽內部來回運動相撞，經過上億年的時間，某些特別的原子核衝破了它們之間的庫倫排斥力，在弱力的作用下融合在一起了。雖然發生這種情況的概率及其小，但是太陽具有數量巨大的氫原子核，同時又經過了漫長的歲月，導致這種情況多次發生。幾次聚合下來，就產生了氦核。兩個氫原子核在高溫下聚合，開始點火，經過幾十億年的歷程，這些氫原子核一方面因正電斥力而互相“躲閃開”，另一方面，它們又有可能聚合在一起，聚合後變成氦原子核，它的質量小於兩個氫原子核的質量之和。根據愛因斯坦的質能公式，這個聚合反應放出大量的能量。
恆星聚變示意圖
- 兩個氫原子核在高溫（10^7K）、高壓（10^11atm）下聚合成重氫2^H並放出正電子和中微子等。H+H->2^H+（e+）+V，釋放能量Q=0.42MeV
- 重氫和氫原子核聚合成3^He，2^H+H->3^He + γ，釋放能量Q=5.49MeV
- 兩組3^H聚合4^H和兩個質子。3^He+3^He->4^He+H+H，釋放能量Q=12.86MeV
整個過程共釋放出能量26.7MeV。太陽通過不斷的重複上述過程來釋放能量。
現在這種熱核反應向外噴發的壓力與太陽的引力旗鼓相當，使太陽是穩定的。當太陽的熱核反應原料耗盡時，太陽會由於壓力重力的作用開始坍縮。46億年來，太陽每秒鐘要消耗掉10億噸的氫。不過不用緊張，太陽的質量約為2*10^27噸，按照每秒10噸的速度消耗，還要再經歷46億年才會耗盡。
恆星的生命歷程
我們已經瞭解星星是如果發光的，現在再來探討一下星星是如何產生的，它是如何從出生到死亡的，它都經歷過了哪些階段，它的生命是一個怎樣的歷程？
銀河系中的恆星大多數都是起源於銀河系銀道面內密集的氣體和塵粒。它們的質量不同，生命軌跡也會截然不同。我們可以根據恆星質量（M1）與太陽質量（M2）的對比，分成四個不同的生命軌跡：
- M1>30M2：紅超巨星->藍超巨星->最強超新星爆發->形成黑洞並噴發殘骸->遺蹟為恆星原始物質
- 30M2>M1>8M2：紅超新星->超新星爆發->脈衝星、中子星；M1>3.2M2會形成黑洞。
- M1約等於M2的恆星：紅巨星->行星狀星雲->白矮星；3.2M2>M1>1.4M2會形成中子星。
- M1<M2的恆星：會形成白矮星、褐矮星。
可見，一個恆星的命運是由它的質量的決定的。類似太陽大的恆星，當它能量耗盡開始坍縮時，它內部的溫度會越來越高，當溫度達到一定程度，使原來熱核聚變的灰燼“氦”聚合成了碳，同時又釋放出了大量的能量，這一部分能量使它的體積急速增大，能夠膨脹到原來的數百倍。由於這些能量比之前的熱核聚變產生的能量小了很多，而且輻射能散佈在一個大得多的表面積上，導致它看起來色澤暗淡，成為了紅巨星。這個階段就是恆星臨死前的迴光返照。
在獵戶座中就有著幾個紅超巨星，他們特別亮，是太陽亮度的60000倍。當紅巨星內部的燃料耗盡時，脆弱的外殼就會破碎，它會向太空中噴發千百萬噸的物質。這些物質會形成行星狀星雲，我們已經觀測到了大量的行星狀星雲。
獵戶座中的紅巨星
在距離我們500光年處的旋渦星雲就是其中一個，它現在還以30km/s的速度向外擴張著。它中間空的區域原來是星體，現在已經縮成了質量很大但是體積很小的白矮星。這顆白矮星體積與地球差不多，但是質量是地球的100萬倍。
旋渦星雲
質量更大的超紅巨星到晚年時的溫度能夠達到幾百億攝氏度，之後繼續的聚變生成了比碳更重的物質以致超新星爆發，它的核心就形成了中子星。
恆星生命的進一步完善
20世界初期，天文學家們一致認為所有的恆星最終都會變成白矮星。直到1930年時，一位名叫薩拉馬尼安·昌德拉塞卡的印度天文學家提出，一個1.5倍太陽質量的恆星燃料即將耗盡時，引力還是會超過電子因不相容原理而產生的斥力，並預示出在白矮星死亡之前，當它的尺寸萎縮到約太陽的1.5倍極限值時，其所剩餘的物質會是超新星爆發的原料。經過他縝密的思考和長時間的計算，他在1935年將白矮星壽命上限的理論值公佈了出來，結果卻得到了很多人的質疑。在之後的30年裡，他提出的理論才被觀察驗證，得到了人們的認可。因此他獲得了1983年的諾貝爾物理學獎，此時，他已經70多歲了。
薩拉馬尼安·昌德拉塞卡
1944年他參加了當時天文界權威愛丁頓的葬禮，愛丁頓生前曾極度反對他的理論。但是在葬禮致辭上，他仍然認為愛丁頓是最偉大的天文學家。並承認，如果沒有愛丁頓的反對，也不會有他後來的研究成果。這是一個科學家對待科學的尊重。
在浩瀚的宇宙中，有著無數已經死去的恆星；也有著剛剛獲得新生命的恆星。在未來還會有更多的星星出現在夜空當中，幸運的是我們生活在太陽系相對穩定的時間段內，我們應當珍惜這短暫而又來之不易的生命。
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