根據大爆炸宇宙學的觀點，大爆炸的整個過程是：在宇宙的早期，溫度極高，在100億度以上。物質密度也相當大，整個宇宙體系達到平衡。宇宙間只有中子、質子、電子、光子和中微子等一些基本粒子形態的物質。但是因為整個體系在不斷膨脹，結果溫度很快下降。當溫度降到10億度左右時，中子開始失去自由存在的條件，它要麼發生衰變，要麼與質子結合成重氫、氦等元素；化學元素就是從這一時期開始形成的。溫度進一步下降到100萬度後，早期形成化學元素的過程結束。
宇宙間的物質主要是質子、電子、光子和一些比較輕的原子核。當溫度降到幾千度時，輻射減退，宇宙間主要是氣態物質，氣體逐漸凝聚成氣雲，再進一步形成各種各樣的恆星體系，成為我們今天看到的宇宙。
在來說恆星是個什麼東東：
恆星的誕生
在星際空間普遍存在著極其稀薄的物質，主要由氣體和塵埃構成。它們的溫度約10～100K，密度約10-24～10-23g/cm3，相當於1cm3中有1～10個氫原子。星際物質在空間的分佈並不是均勻的，通常是成塊地出現，形成瀰漫的星雲。星雲裡3/4質量的物質是氫，處於電中性或電離態，其餘約?是氦以及極少數比氦更重的元素。在星雲的某些區域還存在氣態化合物分子，如氫分子、一氧化碳分子等。如果星雲裡包含的物質足夠多，那麼它在動力學上就是不穩定的。在外界擾動的影響下，星雲會向內收縮並分裂成較小的團塊，經過多次的分裂和收縮，逐漸在團塊中心形成了緻密的核。當核區的溫度升高到氫核聚變反應可以進行時，一顆新恆星就誕生了。"
主序星
恆星以內部氫核聚變為主要能源的發展階段就是恆星的主序階段。處於主序階段的恆星稱為主序星。主序階段是恆星的青壯年期，恆星在這一階段停留的時間佔整個壽命的90%以上。這是一個相對穩定的階段，向外膨脹和向內收縮的兩種力大致平衡，恆星基本上不收縮也不膨脹。恆星停留在主序階段的時間隨著質量的不同而相差很多。質量越大，光度越大，能量消耗也越快，停留在主序階段的時間就越短。例如：質量等於太陽質量的15倍、5倍、1倍、0.2倍的恆星，處於主序階段的時間分別為一千萬年、七千萬年、一百億年和一萬億年。
目前的太陽也是一顆主序星。太陽現在的年齡為46億多年，它的主序階段已過去了約一半的時間，還要50億年才會轉到另一個演化階段。與其他恆星相比，太陽的質量、溫度和光度都大概居中，是一顆相當典型的主序星。主序星的很多性質可以從研究太陽得出，恆星研究的某些結果也可以用來了解太陽的某些性質。
紅巨星與紅超巨星
當恆星中心區的氫消耗殆盡形成由氦構成的核球之後，氫聚變的熱核反應就無法在中心區繼續。這時引力重壓沒有輻射壓來平衡，星體中心區就要被壓縮，溫度會急劇上升。中心氦核球溫度升高後使緊貼它的那一層氫氦混合氣體受熱達到引發氫聚變的溫度，熱核反應重新開始。如此氦球逐漸增大，氫燃燒層也跟著向外擴充套件，使星體外層物質受熱膨脹起來向紅巨星或紅超巨星轉化。轉化期間，氫燃燒層產生的能量可能比主序星時期還要多，但星體表面溫度不僅不升高反而會下降。其原因在於：外層膨脹後受到的內聚引力減小，即使溫度降低，其膨脹壓力仍然可抗衡或超過引力，此時星體半徑和表面積增大的程度超過產能率的增長，因此總光度雖可能增長，表面溫度卻會下降。質量高於4倍太陽質量的大恆星在氦核外重新引發氫聚變時，核外放出來的能量未明顯增加，但半徑卻增大了好多倍，因此表面溫度由幾萬開降到三、四千開，成為紅超巨星。質量低於4倍太陽質量的中小恆星進入紅巨星階段時表面溫度下降，光度卻急劇增加，這是因為它們外層膨脹所耗費的能量較少而產能較多。
預計太陽在紅巨星階段將大約停留10億年時間，光度將升高到今天的好幾十倍。到那時侯，地面的溫度將升高到今天的兩三倍，北溫帶夏季最高溫度將接近100℃。
大質量恆星的死亡
大質量恆星經過一系列核反應後，形成重元素在內、輕元素在外的洋蔥狀結構，其核心主要由鐵核構成。此後的核反應無法提供恆星的能源，鐵核開始向內坍塌，而外層星體則被炸裂向外拋射。爆發時光度可能突增到太Sunny度的上百億倍，甚至達到整個銀河系的總光度，這種爆發叫做超新星爆發。超新星爆發後，恆星的外層解體為向外膨脹的星雲，中心遺留一顆高密天體。
Taurus裡著名的蟹狀星雲就是公元1054年超新星爆發的遺蹟。超新星爆發的時間雖短不及1秒，瞬時溫度卻高達萬億K，其影響更是巨大。超新星爆發對於星際物質的化學成分有關鍵影響，這些物質又是建造下一代恆星的原材料。
根據大爆炸宇宙學的觀點，大爆炸的整個過程是：在宇宙的早期，溫度極高，在100億度以上。物質密度也相當大，整個宇宙體系達到平衡。宇宙間只有中子、質子、電子、光子和中微子等一些基本粒子形態的物質。但是因為整個體系在不斷膨脹，結果溫度很快下降。當溫度降到10億度左右時，中子開始失去自由存在的條件，它要麼發生衰變，要麼與質子結合成重氫、氦等元素；化學元素就是從這一時期開始形成的。溫度進一步下降到100萬度後，早期形成化學元素的過程結束。
宇宙間的物質主要是質子、電子、光子和一些比較輕的原子核。當溫度降到幾千度時，輻射減退，宇宙間主要是氣態物質，氣體逐漸凝聚成氣雲，再進一步形成各種各樣的恆星體系，成為我們今天看到的宇宙。
在來說恆星是個什麼東東：
恆星的誕生
在星際空間普遍存在著極其稀薄的物質，主要由氣體和塵埃構成。它們的溫度約10～100K，密度約10-24～10-23g/cm3，相當於1cm3中有1～10個氫原子。星際物質在空間的分佈並不是均勻的，通常是成塊地出現，形成瀰漫的星雲。星雲裡3/4質量的物質是氫，處於電中性或電離態，其餘約?是氦以及極少數比氦更重的元素。在星雲的某些區域還存在氣態化合物分子，如氫分子、一氧化碳分子等。如果星雲裡包含的物質足夠多，那麼它在動力學上就是不穩定的。在外界擾動的影響下，星雲會向內收縮並分裂成較小的團塊，經過多次的分裂和收縮，逐漸在團塊中心形成了緻密的核。當核區的溫度升高到氫核聚變反應可以進行時，一顆新恆星就誕生了。"
主序星
恆星以內部氫核聚變為主要能源的發展階段就是恆星的主序階段。處於主序階段的恆星稱為主序星。主序階段是恆星的青壯年期，恆星在這一階段停留的時間佔整個壽命的90%以上。這是一個相對穩定的階段，向外膨脹和向內收縮的兩種力大致平衡，恆星基本上不收縮也不膨脹。恆星停留在主序階段的時間隨著質量的不同而相差很多。質量越大，光度越大，能量消耗也越快，停留在主序階段的時間就越短。例如：質量等於太陽質量的15倍、5倍、1倍、0.2倍的恆星，處於主序階段的時間分別為一千萬年、七千萬年、一百億年和一萬億年。
目前的太陽也是一顆主序星。太陽現在的年齡為46億多年，它的主序階段已過去了約一半的時間，還要50億年才會轉到另一個演化階段。與其他恆星相比，太陽的質量、溫度和光度都大概居中，是一顆相當典型的主序星。主序星的很多性質可以從研究太陽得出，恆星研究的某些結果也可以用來了解太陽的某些性質。
紅巨星與紅超巨星
當恆星中心區的氫消耗殆盡形成由氦構成的核球之後，氫聚變的熱核反應就無法在中心區繼續。這時引力重壓沒有輻射壓來平衡，星體中心區就要被壓縮，溫度會急劇上升。中心氦核球溫度升高後使緊貼它的那一層氫氦混合氣體受熱達到引發氫聚變的溫度，熱核反應重新開始。如此氦球逐漸增大，氫燃燒層也跟著向外擴充套件，使星體外層物質受熱膨脹起來向紅巨星或紅超巨星轉化。轉化期間，氫燃燒層產生的能量可能比主序星時期還要多，但星體表面溫度不僅不升高反而會下降。其原因在於：外層膨脹後受到的內聚引力減小，即使溫度降低，其膨脹壓力仍然可抗衡或超過引力，此時星體半徑和表面積增大的程度超過產能率的增長，因此總光度雖可能增長，表面溫度卻會下降。質量高於4倍太陽質量的大恆星在氦核外重新引發氫聚變時，核外放出來的能量未明顯增加，但半徑卻增大了好多倍，因此表面溫度由幾萬開降到三、四千開，成為紅超巨星。質量低於4倍太陽質量的中小恆星進入紅巨星階段時表面溫度下降，光度卻急劇增加，這是因為它們外層膨脹所耗費的能量較少而產能較多。
預計太陽在紅巨星階段將大約停留10億年時間，光度將升高到今天的好幾十倍。到那時侯，地面的溫度將升高到今天的兩三倍，北溫帶夏季最高溫度將接近100℃。
大質量恆星的死亡
大質量恆星經過一系列核反應後，形成重元素在內、輕元素在外的洋蔥狀結構，其核心主要由鐵核構成。此後的核反應無法提供恆星的能源，鐵核開始向內坍塌，而外層星體則被炸裂向外拋射。爆發時光度可能突增到太Sunny度的上百億倍，甚至達到整個銀河系的總光度，這種爆發叫做超新星爆發。超新星爆發後，恆星的外層解體為向外膨脹的星雲，中心遺留一顆高密天體。
Taurus裡著名的蟹狀星雲就是公元1054年超新星爆發的遺蹟。超新星爆發的時間雖短不及1秒，瞬時溫度卻高達萬億K，其影響更是巨大。超新星爆發對於星際物質的化學成分有關鍵影響，這些物質又是建造下一代恆星的原材料。