恆星是指由引力凝聚在一起的球型發光等離子體，它同自然界所有事物一樣，都要經歷誕生、發展、衰亡到轉化的過程，一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素，以太陽為參考，不同的質量的恆星可以劃分為低質量恆星、中等質量恆星（類日恆星）、大質量恆星。
恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。
恆星的誕生
低質量恆星的誕生
低質量恆星形成的理論得到了觀測的有力支持。
從天文觀測取得的結果來看，低質量恆星的形成大概需要經過4個階段：
(a)大的分子母雲因為引力的作用形成緩慢旋轉的小分子雲核，這些雲核在收縮過程中還會碎裂為更小的雲核；
(b)雲核的初始角動量使得吸積過程是非各向同性的。中心部分坍縮較快形成原恆星；雲核外部收縮較慢形成盤狀結構。它們被深埋在下落氣體和塵埃組成的包層中。雲中物質落向吸積盤，原恆星從吸積盤吸積物質到其表面而發光。
原恆星形成過程
(c)氘點火產生對流和較差自轉放大了磁場，系統演化為具有強烈星風的恆星。星風從阻力較小的自轉軸方向噴處，形成準直的雙極外向噴流。
(d)噴流張角逐漸變大，強度逐步減弱。在中心氫燃燒開始啟動後，形成穩定的恆星。
類日恆星的誕生
類日恆星以太陽為例，我們從中可以了解類日恆星是如何誕生的。
大爆炸後宇宙中充滿了氫，氫在萬有引力的吸引作用下互相抱團。吸引作用會導致原子加速，原子加速會提高氫的溫度（引力勢能轉化成動能，然後互相摩擦轉化成熱能），隨著溫度的升高，密度也在增加。
科學家設想的太陽星雲
隨著氫越來越多，開始越變越大。外圍的氫都想要衝到中心去，中心的氫堵在裡面又不容易出來。于是中心的溫度和密度就不斷變高，當中心溫度超過一千萬度時，處在中心的氫突然核聚變點火。把自己的一部分質量轉化成能量，能量有往外面衝的趨勢。于是想往外面衝的能量和想往裡面擠的氫原子互相平衡。外部的物質就不再能繼續擠進來，中心的溫度和密度將趨於穩定。
光攜帶著能量緩慢從物質的縫隙中來到表面（這是一個極其緩慢的過程，一個在太陽中心產生的光子平均花費100萬年穿越中心到表面的50萬公里，然後花費8分鐘穿越太陽到地球的一億公里進入你的眼睛），太陽就此誕生。
大質量恆星的誕生
科學家目前對於大質量恆星的形成機制還不了解。過去科學家認為，整個已知的宇宙中，由灰塵和氣體構成的巨大分子雲坍塌，黏在一起，形成稠密的核心，這些核心接著在高溫下坍塌並被加熱，形成恆星，這同樣適用於大質量恆星。
但科學家目前發現，大質量恆星的形成原因遠不止於此，2018年，研究人員使用極其靈敏的望遠鏡，對1.8萬光年之外名為“W43-MM1”的遙遠恆星形成區域進行了前所未有的詳細觀察，對其中極大質量範圍——從類似太陽的質量到100倍太陽質量的恆星形成核心進行了研究，令他們驚訝的是，恆星形成核心的分布完全不同於此前在銀河系附近區域觀測到的分布。尤其值得注意的是，他們觀察到很多大質量恆星，而較少看到在銀河系中常見的更小質量的恆星。
利用世界上最大的毫米波干涉儀觀測到的活躍的恆星形成區域W43-MM1
而新研究將迫使科學家重新思考對宇宙中大質量恆星如何形成的理解。
恆星的成熟與發展
恆星的發展軌跡要借助赫羅圖，它是研究恆星演化的重要工具。1911 年，丹麥天文學家赫茲伯侖和美國天文學家羅素先後發現恆星的光度與表面溫度有一定的聯繫。他們把光度與溫度作成一個圖，圖的橫坐標表示恆星的光譜型，因恆星的光譜型與表面溫度有關，因此橫坐標也就表示恆星的表面溫度；縱坐標表示恆星的絕對星等，因絕對星等是光度的一種量度，因此縱坐標也表示恆星的光度。他們把大量的恆星按照它們各自的光譜型和絕對星等在圖上點出來，發現點的分布有一定的規律性。
圖的左上方到右下方大致沿著對角線點的分布很密集，成帶狀，佔總數的 90%，天文學家把這條帶稱為主星序， 帶上的恆星稱為主序星。主星序表明，大多數恆星，表面溫度高，光度也大；表面溫度降低， 則光度隨之減小。
恆星形成之後會落在赫羅圖的主星序的特定點上。低質量恆星會慢慢發展成為紅矮星，這是一種表面溫度低、顏色偏紅的矮星，而類日恆星會因為積熱的核心造成恆星大幅膨脹，達到在其主星序階段的數百倍大小，成為紅巨星/藍巨星。
紅巨星/藍巨星階段會持續數百萬年，但是大部分紅巨星/藍巨星都是變星（狹義上是指亮度有顯著起伏變化的恆星），不如主序星穩定，紅巨星聚集在圖的右上方，藍巨星聚集在圖的左上方。而質量高於 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 數萬 K 降 3000~4000 K，成為紅超巨星/藍超巨星，圖中紅巨星的上面就是紅超巨星，而左上角就是藍超巨星。
赫羅圖能讓科學家對恆星進行“年齡普查”。隨著時間的推移，恆星的內部結構逐漸演變，其光度和表面溫度隨之改變，從而在赫羅圖上的位置發生變化。天文學家據此描繪了恆星從誕生、成長到衰亡的演化路徑，並從理論上給出恆星從誕生到成熟、衰弱再到轉化的演化機制和模型。
恆星的歸宿
低質量恆星的歸宿
低質量恆星的發展，目前科學家並沒有直接觀測到，因為低質量恆星的壽命太過於悠長，紅矮星內部的對流使得聚變變成的氦和氫持續混合，因此它們的氫用盡要花很久。恆星上的氫元素消耗緩慢，使它們擁有非常長的壽命，其壽命視其質量，在數百億年到10萬億年間。
科學家認為，宇宙早期可能就已經產生低質量的恆星，它們可以存活至今，因為低質量恆星的壽命很長，例如紅矮星被認為可以存活上萬億年。
2018年，美國天文學家果然發現這樣的低質量恆星，這顆恆星的年齡大約為135億歲，它幾乎只由宇宙大爆炸噴射出來的物質構成。
大爆炸後宇宙產生的第一批恆星完全由氫、氦和少量鋰等元素構成，比氦更重的元素在這些恆星的星核中產生，並隨超新星爆炸而散播，宇宙中的金屬含量隨恆星的演化而增加。
這顆恆星的發現也意味著或存在更多低質量、低金屬含量的恆星，其中一些可能是宇宙中的第一批恆星。
類日恆星與大質量恆星的歸宿
而如何獲悉類日恆星與大質量恆星的命運軌跡，這就需要看錢德拉塞卡極限和奧本海默極限的了。在錢德拉塞卡之前，科學家認為恆星的最終命運就是白矮星，白矮星是一種低光度、高密度、高溫度的恆星。因為它的顏色呈白色、體積比較矮小，因此被命名為白矮星。
1926年， 福勒就撰文指出白矮星內部電子處於量子簡併狀態(即接近絕對零度的量子電子氣);電子 處於簡併狀態時表現出的壓強稱為簡併壓，是它抵抗著白矮星自身的萬有引力。
白矮星
但是錢德拉塞卡卻得出了不一樣的結論，錢德拉塞卡是印度裔的物理學家。錢德拉塞卡早期從事恆星內部結構理論的研究。他利用完全簡併的電子氣體的物態方程建立 白矮星模型。這就是著名的錢德拉塞卡極限。這個公式為：
錢德拉塞卡方程指出電子簡併壓支撐引力是有限度的。當恆星超過太陽質量的1.44倍時。白矮星質量太大，自身引力大於電子簡併壓力，星體在幾秒內崩潰塌縮，電子越過泡利不相容原理的屏障，衝入原子核，將其擊碎，同時產生粒子反應：電子與質子結合為中子，並放出中微子。
中微子逃逸出去，大量的自由中子以高速射向星體中心，一直到物質壓縮到直徑只有大約10千米時，中子氣體的壓力又會增強到足以抵擋引力，使坍縮停止，形成一顆新的平衡星體——中子星。這個極限質量後來就稱為錢德拉塞卡極限。
錢德拉塞卡方程的三種情況
中子星內部99.5%的物質是密集的中子，只有0.5%的電子浮在其表面。中子於中子之間沒有質子與質子間的那種靜電斥力，唯一抵抗引力的是中子的簡併壓力——中子與中子挨在一起不被擠碎的力。在中子星的核裡，再也沒有“任何可以壓縮的空間”，恆星的核成了一個巨大的主要由中子組成的原子核。
這也就是說，星體產生的熱會令其大氣層向外移。當星體的能量用盡，其大氣層便會受星體的引力影響而塌回星體表面。如果星體的質量少於錢德拉塞卡極限，這個塌回便受電子簡併壓力限制，因而得出一個穩定的白矮星。
但是科學家後來又發現，一些超過錢德拉塞卡極限的恆星最終歸宿卻並不是中子星，反而是黑洞。
1939年，奧本海默經過仔細研究，在錢德拉塞卡極限的基礎上進一步提出，中子星質量超過3.2個太陽時﹐就不可能成為穩定的中子星，它要麼經過無限坍縮形成黑洞﹐要麼形成介於中子星與黑洞之間的其他類型的致密星，這個臨界質量被稱為奧本海默極限。
那麼根據錢德拉塞卡極限和奧本海默極限原則，任何一顆恆星都要面對生命終結的那一刻，大於錢德拉塞卡極限的恆星就會從恆星到白矮星再到中子星，若是星體質量超過奧本海默極限（中子星的質量上限），自引力要壓倒中子的簡併壓力，星體將繼續坍縮為黑洞。
如果低於錢德拉塞卡極限，就會成為白矮星，最後冷卻，成為黑矮星，如下圖所示，所以你會發現，恆星從誕生到衰亡最終又成為了一個論文。
根據這個原則，我們也可以推測太陽的命運，在四十億至五十億年之後，我們的太陽也將消耗盡所有的燃料， 屆時會演化成一個臃腫的紅巨星，在這個階段太陽將會變得異常巨大，位於軌道內側的行星 會被火球吞噬，地球也未能幸免。此後太陽質量將大幅度降低，周圍瓦解成行星狀星雲。最 後留下一顆體積與地球相當的白矮星，因為太陽並沒有超過錢德拉塞卡極限，所以它不會繼續塌縮，等到白矮星逐漸冷卻後，會成為看不見的黑矮星。
而太陽在赫羅圖上的生命軌跡如下：
而位於太陽系內側的行星在紅巨星階段被火球吞噬後， 潮汐力的作用也將徹底摧毀火星軌道以內倖存的行星，它們變成一團巨大的塵埃或者碎片雲 繼續墜入太陽核心，這就是太陽系的最終命運。
總結
恆星的第一階段為原始星雲，所有的恆星都誕生於原始星雲之中。
隨著原恆星積累更多的質量並開始收縮，它中心的溫度和壓力會更高，直到引發核聚變，原恆星開始進入主星序階段；之後小質量恆星，會發展成為紅矮星，它們的生命太過於悠長，讓科學家無法知其歸宿；而類日恆星，便會膨脹為紅巨星/藍巨星；而大質量恆星則會發展成為紅超巨星/藍超巨星。
紅巨星持續膨脹，最終外層氫燃燒散去，留下遭擠壓的致密核心白矮星；白矮星是沒有內部核反應的，靠內部擠壓的引力發光，最終冷卻後形成黑矮星。而大質量恆星發展到後期會超新星爆發形成中子星，或塌縮成黑洞，最終毀滅！
最後的總結如下，這就是恆星一生的命運軌跡。
所以，恆星的命運軌跡就是如此。
恆星是指由引力凝聚在一起的球型發光等離子體，它同自然界所有事物一樣，都要經歷誕生、發展、衰亡到轉化的過程，一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素，以太陽為參考，不同的質量的恆星可以劃分為低質量恆星、中等質量恆星（類日恆星）、大質量恆星。
恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。
恆星的誕生
低質量恆星的誕生
低質量恆星形成的理論得到了觀測的有力支持。
從天文觀測取得的結果來看，低質量恆星的形成大概需要經過4個階段：
(a)大的分子母雲因為引力的作用形成緩慢旋轉的小分子雲核，這些雲核在收縮過程中還會碎裂為更小的雲核；
(b)雲核的初始角動量使得吸積過程是非各向同性的。中心部分坍縮較快形成原恆星；雲核外部收縮較慢形成盤狀結構。它們被深埋在下落氣體和塵埃組成的包層中。雲中物質落向吸積盤，原恆星從吸積盤吸積物質到其表面而發光。
原恆星形成過程
(c)氘點火產生對流和較差自轉放大了磁場，系統演化為具有強烈星風的恆星。星風從阻力較小的自轉軸方向噴處，形成準直的雙極外向噴流。
(d)噴流張角逐漸變大，強度逐步減弱。在中心氫燃燒開始啟動後，形成穩定的恆星。
類日恆星的誕生
類日恆星以太陽為例，我們從中可以了解類日恆星是如何誕生的。
大爆炸後宇宙中充滿了氫，氫在萬有引力的吸引作用下互相抱團。吸引作用會導致原子加速，原子加速會提高氫的溫度（引力勢能轉化成動能，然後互相摩擦轉化成熱能），隨著溫度的升高，密度也在增加。
科學家設想的太陽星雲
隨著氫越來越多，開始越變越大。外圍的氫都想要衝到中心去，中心的氫堵在裡面又不容易出來。于是中心的溫度和密度就不斷變高，當中心溫度超過一千萬度時，處在中心的氫突然核聚變點火。把自己的一部分質量轉化成能量，能量有往外面衝的趨勢。于是想往外面衝的能量和想往裡面擠的氫原子互相平衡。外部的物質就不再能繼續擠進來，中心的溫度和密度將趨於穩定。
光攜帶著能量緩慢從物質的縫隙中來到表面（這是一個極其緩慢的過程，一個在太陽中心產生的光子平均花費100萬年穿越中心到表面的50萬公里，然後花費8分鐘穿越太陽到地球的一億公里進入你的眼睛），太陽就此誕生。
大質量恆星的誕生
科學家目前對於大質量恆星的形成機制還不了解。過去科學家認為，整個已知的宇宙中，由灰塵和氣體構成的巨大分子雲坍塌，黏在一起，形成稠密的核心，這些核心接著在高溫下坍塌並被加熱，形成恆星，這同樣適用於大質量恆星。
但科學家目前發現，大質量恆星的形成原因遠不止於此，2018年，研究人員使用極其靈敏的望遠鏡，對1.8萬光年之外名為“W43-MM1”的遙遠恆星形成區域進行了前所未有的詳細觀察，對其中極大質量範圍——從類似太陽的質量到100倍太陽質量的恆星形成核心進行了研究，令他們驚訝的是，恆星形成核心的分布完全不同於此前在銀河系附近區域觀測到的分布。尤其值得注意的是，他們觀察到很多大質量恆星，而較少看到在銀河系中常見的更小質量的恆星。
利用世界上最大的毫米波干涉儀觀測到的活躍的恆星形成區域W43-MM1
而新研究將迫使科學家重新思考對宇宙中大質量恆星如何形成的理解。
恆星的成熟與發展
恆星的發展軌跡要借助赫羅圖，它是研究恆星演化的重要工具。1911 年，丹麥天文學家赫茲伯侖和美國天文學家羅素先後發現恆星的光度與表面溫度有一定的聯繫。他們把光度與溫度作成一個圖，圖的橫坐標表示恆星的光譜型，因恆星的光譜型與表面溫度有關，因此橫坐標也就表示恆星的表面溫度；縱坐標表示恆星的絕對星等，因絕對星等是光度的一種量度，因此縱坐標也表示恆星的光度。他們把大量的恆星按照它們各自的光譜型和絕對星等在圖上點出來，發現點的分布有一定的規律性。
圖的左上方到右下方大致沿著對角線點的分布很密集，成帶狀，佔總數的 90%，天文學家把這條帶稱為主星序， 帶上的恆星稱為主序星。主星序表明，大多數恆星，表面溫度高，光度也大；表面溫度降低， 則光度隨之減小。
恆星形成之後會落在赫羅圖的主星序的特定點上。低質量恆星會慢慢發展成為紅矮星，這是一種表面溫度低、顏色偏紅的矮星，而類日恆星會因為積熱的核心造成恆星大幅膨脹，達到在其主星序階段的數百倍大小，成為紅巨星/藍巨星。
紅巨星/藍巨星階段會持續數百萬年，但是大部分紅巨星/藍巨星都是變星（狹義上是指亮度有顯著起伏變化的恆星），不如主序星穩定，紅巨星聚集在圖的右上方，藍巨星聚集在圖的左上方。而質量高於 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 數萬 K 降 3000~4000 K，成為紅超巨星/藍超巨星，圖中紅巨星的上面就是紅超巨星，而左上角就是藍超巨星。
赫羅圖能讓科學家對恆星進行“年齡普查”。隨著時間的推移，恆星的內部結構逐漸演變，其光度和表面溫度隨之改變，從而在赫羅圖上的位置發生變化。天文學家據此描繪了恆星從誕生、成長到衰亡的演化路徑，並從理論上給出恆星從誕生到成熟、衰弱再到轉化的演化機制和模型。
恆星的歸宿
低質量恆星的歸宿
低質量恆星的發展，目前科學家並沒有直接觀測到，因為低質量恆星的壽命太過於悠長，紅矮星內部的對流使得聚變變成的氦和氫持續混合，因此它們的氫用盡要花很久。恆星上的氫元素消耗緩慢，使它們擁有非常長的壽命，其壽命視其質量，在數百億年到10萬億年間。
科學家認為，宇宙早期可能就已經產生低質量的恆星，它們可以存活至今，因為低質量恆星的壽命很長，例如紅矮星被認為可以存活上萬億年。
2018年，美國天文學家果然發現這樣的低質量恆星，這顆恆星的年齡大約為135億歲，它幾乎只由宇宙大爆炸噴射出來的物質構成。
大爆炸後宇宙產生的第一批恆星完全由氫、氦和少量鋰等元素構成，比氦更重的元素在這些恆星的星核中產生，並隨超新星爆炸而散播，宇宙中的金屬含量隨恆星的演化而增加。
這顆恆星的發現也意味著或存在更多低質量、低金屬含量的恆星，其中一些可能是宇宙中的第一批恆星。
類日恆星與大質量恆星的歸宿
而如何獲悉類日恆星與大質量恆星的命運軌跡，這就需要看錢德拉塞卡極限和奧本海默極限的了。在錢德拉塞卡之前，科學家認為恆星的最終命運就是白矮星，白矮星是一種低光度、高密度、高溫度的恆星。因為它的顏色呈白色、體積比較矮小，因此被命名為白矮星。
1926年， 福勒就撰文指出白矮星內部電子處於量子簡併狀態(即接近絕對零度的量子電子氣);電子 處於簡併狀態時表現出的壓強稱為簡併壓，是它抵抗著白矮星自身的萬有引力。
白矮星
但是錢德拉塞卡卻得出了不一樣的結論，錢德拉塞卡是印度裔的物理學家。錢德拉塞卡早期從事恆星內部結構理論的研究。他利用完全簡併的電子氣體的物態方程建立 白矮星模型。這就是著名的錢德拉塞卡極限。這個公式為：
錢德拉塞卡方程指出電子簡併壓支撐引力是有限度的。當恆星超過太陽質量的1.44倍時。白矮星質量太大，自身引力大於電子簡併壓力，星體在幾秒內崩潰塌縮，電子越過泡利不相容原理的屏障，衝入原子核，將其擊碎，同時產生粒子反應：電子與質子結合為中子，並放出中微子。
中微子逃逸出去，大量的自由中子以高速射向星體中心，一直到物質壓縮到直徑只有大約10千米時，中子氣體的壓力又會增強到足以抵擋引力，使坍縮停止，形成一顆新的平衡星體——中子星。這個極限質量後來就稱為錢德拉塞卡極限。
錢德拉塞卡方程的三種情況
中子星內部99.5%的物質是密集的中子，只有0.5%的電子浮在其表面。中子於中子之間沒有質子與質子間的那種靜電斥力，唯一抵抗引力的是中子的簡併壓力——中子與中子挨在一起不被擠碎的力。在中子星的核裡，再也沒有“任何可以壓縮的空間”，恆星的核成了一個巨大的主要由中子組成的原子核。
這也就是說，星體產生的熱會令其大氣層向外移。當星體的能量用盡，其大氣層便會受星體的引力影響而塌回星體表面。如果星體的質量少於錢德拉塞卡極限，這個塌回便受電子簡併壓力限制，因而得出一個穩定的白矮星。
但是科學家後來又發現，一些超過錢德拉塞卡極限的恆星最終歸宿卻並不是中子星，反而是黑洞。
1939年，奧本海默經過仔細研究，在錢德拉塞卡極限的基礎上進一步提出，中子星質量超過3.2個太陽時﹐就不可能成為穩定的中子星，它要麼經過無限坍縮形成黑洞﹐要麼形成介於中子星與黑洞之間的其他類型的致密星，這個臨界質量被稱為奧本海默極限。
那麼根據錢德拉塞卡極限和奧本海默極限原則，任何一顆恆星都要面對生命終結的那一刻，大於錢德拉塞卡極限的恆星就會從恆星到白矮星再到中子星，若是星體質量超過奧本海默極限（中子星的質量上限），自引力要壓倒中子的簡併壓力，星體將繼續坍縮為黑洞。
如果低於錢德拉塞卡極限，就會成為白矮星，最後冷卻，成為黑矮星，如下圖所示，所以你會發現，恆星從誕生到衰亡最終又成為了一個論文。
根據這個原則，我們也可以推測太陽的命運，在四十億至五十億年之後，我們的太陽也將消耗盡所有的燃料， 屆時會演化成一個臃腫的紅巨星，在這個階段太陽將會變得異常巨大，位於軌道內側的行星 會被火球吞噬，地球也未能幸免。此後太陽質量將大幅度降低，周圍瓦解成行星狀星雲。最 後留下一顆體積與地球相當的白矮星，因為太陽並沒有超過錢德拉塞卡極限，所以它不會繼續塌縮，等到白矮星逐漸冷卻後，會成為看不見的黑矮星。
而太陽在赫羅圖上的生命軌跡如下：
而位於太陽系內側的行星在紅巨星階段被火球吞噬後， 潮汐力的作用也將徹底摧毀火星軌道以內倖存的行星，它們變成一團巨大的塵埃或者碎片雲 繼續墜入太陽核心，這就是太陽系的最終命運。
總結
恆星的第一階段為原始星雲，所有的恆星都誕生於原始星雲之中。
隨著原恆星積累更多的質量並開始收縮，它中心的溫度和壓力會更高，直到引發核聚變，原恆星開始進入主星序階段；之後小質量恆星，會發展成為紅矮星，它們的生命太過於悠長，讓科學家無法知其歸宿；而類日恆星，便會膨脹為紅巨星/藍巨星；而大質量恆星則會發展成為紅超巨星/藍超巨星。
紅巨星持續膨脹，最終外層氫燃燒散去，留下遭擠壓的致密核心白矮星；白矮星是沒有內部核反應的，靠內部擠壓的引力發光，最終冷卻後形成黑矮星。而大質量恆星發展到後期會超新星爆發形成中子星，或塌縮成黑洞，最終毀滅！
最後的總結如下，這就是恆星一生的命運軌跡。
所以，恆星的命運軌跡就是如此。