恒星演化是恒星在生命过程中所经历急变化的序列。恒星依据质量，一生的范围从质量最大的恒星只有几百万年，到质量最小的恒星比宇宙年龄还要长的数兆亿年。所有的恒星都从通常被称为星云或分子云的气体和尘埃缩中诞生。在几百万年的过程中，原恒星达到平衡的状态，安顿下来成为所谓的主序星。恒星大部分的生命期都在以核聚变产生能量的状态。

最初，主序星在核心将氢融合成氦来产生能量，然后，氦原子核在核心中占了优势。像太阳这样的恒星会从核心开始以一层一层的球壳将氢融合成氦。这个过程会使恒星的大小逐渐增加，通过次巨星的阶段，直到达到红巨星的状态。质量不少于太阳一半的恒星也可以经由将核心的氢融合成氦来产生能量，质量更重的恒星可以依序以同心圆产生质量更重的元素。

像太阳这样的恒星用尽了核心的燃料之后，其核心会塌缩成为致密的伴星，并且散逸层会被驱离成为行星状星云。质量大约是太阳的10倍或更重的恒星，在它缺乏活力的铁核塌缩成为密度非常高的中子星或黑洞时会爆炸成为超新星。虽然宇宙的年龄还不足以让质量最低的红矮星演化到它们生命的尾端，恒星模型认为它们在耗尽核心的氢燃料前会逐渐变亮和变热，然后成为低质量的白矮星。

恒星的变化非常缓慢，甚至数个世纪之久也检测不出任何变化，所以单独观察一颗恒星无法研究恒星如何演化。因此，天文物理学家藉其他替代方法，例如观察许多在不同生命阶段的恒星，并且使用电脑模拟来推断恒星结构。

恒星由于演化而在质量一密度图上移动，但保持在虚线方框内。图A3是方框区的放大，表示出恒星在不同演化阶段其中心发生的主要热核反应。

由于引力的控制，恒星演化的总趋势是密度增大（在图中向下移动），而质量丢失、碎裂、不稳定或爆炸等现象使其质量减小（在图中向左移动）。恒星的演化必定以三种可能的冷态之一为终结：伴星，中子星，黑洞。

恒星演化论，是天文学中，关于恒星在其生命期内演化的理论。

由于单一恒星之演化通常长达数十亿年，人类不可能完整观测，目前以计算机模型模拟恒星的演变。

恒星的演化开始于巨分子云。一个星系中大多数虚空的密度是每立方厘米大约0.1到1个原子，但是巨分子云的密度是每立方厘米数百万个原子。一个巨分子云包含数十万到数千万个太阳质量，直径为50到300光年。在巨分子云环绕星系旋转时，一些事件可能造成它的引力坍缩。巨分子云可能互相冲撞，或者穿越旋臂的稠密部分。邻近的超新星爆发抛出的高速物质也可能是触发因素之一。最后，星系碰撞造成的星云压缩和扰动也可能形成大量恒星。

坍缩过程中的角动量守恒会造成巨分子云碎片不断分解为更小的片断。质量少于约50太阳质量的碎片会形成恒星。在这个过程中，气体被释放的势能所加热，而角动量守恒也会造成星云开始产生自转之后形成原始星。

恒星形成的初始阶段几乎完全被密集的星云气体和灰尘所掩盖。通常，正在产生恒星的星源会通过在四周光亮的气体云上造成阴影而被观测到，这被称为博克球状体。

质量非常小（小于0.08太阳质量）的原始星的温度不会到达足够开始核聚变的程度，它们会成为褐矮星，在数亿年的时光中慢慢变凉。大部分的质量更高的原始星的中心温度会达到一千万开尔文，这时氢会开始聚变成氦，恒星开始自行发光。核心的核聚变会产生足够的能量停止引力坍缩，达到一个静态平衡。恒星从此进入一个相对稳定的阶段。如果恒星附近仍有残留巨分子云碎片，那么这些碎片可能会在一个更小的尺度上继续坍缩，成为行星、小行星和彗星等行星际天体。如果巨分子云碎片形成的恒星足够接近，那么可能形成双星和多星系统。

成年期时形成主序星

恒星有不同的颜色和大小。从高热的蓝色到冷却的红色，从0.5到20个太阳质量。恒星的亮度和颜色依赖于其表面温度，而表面温度则依赖于恒星的质量。大质量的恒星需要比较多的能量来抵抗对外壳的引力，燃烧氢的速度也快得多。

恒星形成之后会落在赫罗图的主星序的特定点上。小而冷的红矮星会缓慢地燃烧氢，可能在此序列上停留数千亿年，而大而热的超巨星会在仅仅几百万年之后就离开主星序。像太阳这样的中等恒星会在此序列上停留一百亿年。太阳也位于主星序上，被认为是处于中年期。在恒星燃烧完核心中的氢之后，就会离开主星序。

中年期时形成红巨星，超巨星。

在形成几百万到几千亿年之后，恒星会消耗完核心中的氢。大质量的恒星会比小质量的恒星更快消耗完核心的氢。在消耗完核心中的氢之后，核心部分的核反应会停止，而留下一个氦核。失去了抵抗重力的核反应能量之后，恒星的外壳开始引力坍缩。核心的温度和压力像恒星形成过程中一样升高，但是在一个更高的层次上。一旦核心的温度达到了1亿开尔文，核心就开始进行氦聚变，重新通过核聚变产生能量来抵抗引力。恒星质量不足以产生氦聚变 释放热能，逐渐冷却，成为伴星。

积热的核心会造成恒星大幅膨胀，达到在其主星序阶段的数百倍大小，成为红巨星。红巨星阶段会持续数百万年，但是大部分红巨星都是变星，不如主序星稳定。

恒星的下一步演化再一次由恒星的质量决定。

晚年到死亡以三种可能的冷态之一为终结：白矮星，中子星，黑洞。

低质量恒星

低质量恒星的演化终点没有直接观察到。宇宙的年龄被认为是一百多亿年，不足以使得这些恒星耗尽核心的氢。当前的理论都是基于计算机模型。一些恒星会在核心进行氦聚变，产生一个不稳定和不平衡的反应，以及强烈的太阳风。在这种情况下，恒星不会爆发产生行星状星云，而只会耗尽燃料产生红矮星。

但是小于0.5倍太阳质量的恒星甚至在氢耗尽之后都不会在核心产生氦反应。像比邻星这样的红矮星的寿命长达数千亿年，在核心的反应终止之后，红矮星在电磁波的红外线和微波波段逐渐暗淡下去。

中等质量恒星

达到红巨星阶段时，0.4到3.4太阳质量的恒星的外壳会向外膨胀，而核心向内压缩，产生将氦聚变成碳的核反应。聚变会重新产生能量，暂时缓解恒星的死亡过程。对于太阳大小的恒星，此过程大约持续十亿年。

氦燃烧对温度极其敏感，造成很大的不稳定。巨大的波动会使得外壳获得足够的动能脱离恒星，成为行星状星云。行星状星云中心留下的核心会逐渐冷却，成为小而致密的伴星，通常具有0.6倍太阳质量，但是只有一个地球大小。

在重力和电子互斥力平衡时，白矮星是相对稳定的。在没有能量来源的情况下，恒星在漫长的岁月中释放出剩余的能量，逐渐暗淡下去。最终，释放完能量的白矮星会成为黑矮星。

在同时形成的双星或者多星系统中，恒星际质量交流可能改变演化过程。因为一部分质量被其他恒星获得，系统中质量较大的恒星的红巨星阶段演化会被加速，而质量较小的恒星会吸收一部分红巨星的质量，在主星序停留更长时间。举例来说，天狼星的伴星就是一颗年老的大约一个太阳质量的白矮星，但是天狼星是一颗大约2.3个太阳质量的主序星。如果白矮星的质量超出钱德拉塞卡极限，电子互斥力会不足以抵抗引力，而会继续坍缩下去。这会造成恒星向外抛出外壳，也就是超新星爆发，标记着恒星的死亡。也就是说，不会有大于1.4倍太阳质量的白矮星。如果白矮星和另外一颗恒星组成双星系统，那么白矮星可能使用来自另外一颗恒星的氢进行核反应并且将周围的物质加热抛出，即使白矮星的质量低于1.4倍太阳质量。这样的爆炸称为新星。

大质量恒星

在超出5倍太阳质量的恒星的外壳膨胀成为红超巨星之后，其核心开始被重力压缩，温度和密度的上升会触发一系列聚变反应。这些聚变反应会生成越来越重的元素，产生的能量会暂时延缓恒星的坍缩。

最终，聚变逐步到达元素周期表的下层，硅开始聚合成铁。在这之前，恒星通过这些核聚变获得能量，但是铁不能通过聚变释放能量，相反，铁聚变需要吸收能量。这会造成没有能量来对抗重力，而核心几乎立刻产生坍缩。

恒星演化的下一步演化机制并不明确，但是这会在几分之一秒内造成一次剧烈的超新星爆发。和轻于铁的元素同时被抛出的中微子形成一个冲击波，在被抛出的物质吸收后，形成一些比铁重的放射性元素，其中最重的是。超新星爆发，是形成相对分子质量比铁大的元素的另一途径。（重元素最主要的来源被认为是宇宙大爆炸）

中微子冲击波继续将被抛出的物质推出。被抛出的物质可能和彗星带碰撞，可能形成新的恒星、行星和卫星，或者成为各种各样的天体。

现代科学尚未明确超新星爆发的机制，以及恒星残骸的成分，但是已知有两种可能的演化终点：中子星和黑洞。

中子星

在一些超新星之中，电子被压入原子核，和质子结合成为中子。使得原子核互相排斥的电磁力消失之后，恒星成为一团密集的中子。这样的恒星被称为中子星。

质量要求：塌缩的内核质量超过1.44倍太阳的质量，小于3.2倍太阳的质量(奥本海默极限）。

中子星的大小不超过一个大城市，但是极其致密。由于大部分角动量残留在恒星中，它们的自转会极快，有些甚至达到每秒钟600转。恒星的辐射会被磁场局限在磁轴附近，而随恒星旋转。如果磁轴在自转中会对准地球，那么在地球上每次自转过程中都可能观测到一次恒星的辐射。这样的中子星被称为脉冲星，是最早被发现的中子星。

黑洞

被广泛承认的是并非所有超新星都会形成中子星。如果恒星质量足够大，那么连中子也会被压碎，直到恒星的半径小于史瓦西半径，光也无法射出，成为一个黑洞。

质量要求：塌缩的内核质量超过3.2倍太阳的质量（大于奥本海默极限)。

斯蒂芬·霍金（Stephen Hawking）结合广义相对论和量子力学预测了黑洞的存在。在多年来天文学家的努力下，成功观测到了行星不明引力场的影响而改变轨迹，从而可以推论黑洞的存在。根据传统的广义相对论，没有任何物质或者信息可以从黑洞中逃出，但是量子力学允许一些例外（在特定条件下物质发生"Tunnel"现象，物质能够通过一条假想的隧道穿过障碍）。黑洞的存在被绝大部分天文学家支持。

但是仍有一些问题尚待解决。当前的超新星爆发理论尚未完善，不能说明是否恒星可能压缩成为黑洞而不经过超新星爆发，是否有超新星形成的黑洞，以及恒星的初始质量和演化终点的关系。

20世纪30年代，物理学家从理论上发现，原子核反应会产生巨大的能量。用这种理论来研究太阳的能源，发现太阳的能源正好可以用核反应来解释。

各种年龄的恒星内部发生着各种热核反应；恒星演化过程中会发生一系列热核反应，轻元素逐渐向重元素转化，逐渐改变恒星的成分，改变恒星的内部状态。并且，发生这些热核反应所需要的温度也越来越高。

恒星内部热核反应所产生的能量以对流、传导和辐射三种方式传输出来。由于大多数恒星的物质是气态的，热传导作用不大，只有内部极其致密的特殊恒星（例如伴星），内部热传导才比较显著。大多数恒星内部主要依靠辐射来传输核反应产生的能量，传输的速度相当慢，例如太阳把它深达70万千米的中心处的能量传输到表面，需要1000万年。对流传输能量的速度比辐射快得多，但是不同质量的恒星，对流层的位置和厚度很不一样。主星序左上部的恒星，质量大，中心区是小的对流核，外面是辐射包层。主星序中下部的恒星，质量较小，内部辐射层很厚，仅表面有较薄的对流层。主星序右下部的恒星，质量很小，整个恒星是对流的。恒星内部产生的能量决定了它的表面温度和光度。物理定律把恒星内部的运动、能量的产生、能量的传递和消耗与它的温度、压力、密度、成分等因素联系了起来。其中一个因素的变化会引起其他因素的变化。因此，研究天体的演化就是要在物理定律的制约下，说明各种因素如何协调地变化。

按照天体的质量和化学成分，运用物理定律，可以计算出不同时间的内部结构，即从恒星中心到表面各层的温度、密度、压力、能流及恒星辐射的总光度和表面温度等物理量，从而可以确定恒星在赫罗图上的位置；这样还可以得出恒星的结构与物理参量随时间的变化情况，这样也就得出了恒星演化的过程，也就可以看出恒星在赫罗图上位置移动。这就是研究恒星演化的基该方法。

把核反应理论应用于恒星演化，计算的结果正好符合观测的数据，证明了这种理论及其应用的正确性。于是，恒星演化理论开始发展了起来。

美国天文学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡预言：恒星核心质量小于太阳1.44倍的恒星将会演化为伴星。核心质量大于1.44倍太阳质量而小于3.2倍太阳质量，整体为太阳8-15倍质量将演化为中子星，核心超过3.2倍太阳质量，演化为黑洞。

20世纪20年代初，英国天文学家亚瑟·埃丁顿（A.S.Eddington，1882－1944）通过研究认为：恒星在演化后期内部燃料即将耗尽，所产生的能量不足以抵消星体内部物质间的引力，于是体积收缩、密度增大，演化为质密的白矮星。1925年，天文学家在观测中发现了第一颗伴星。

1939年，美国物理学家罗伯特·奥本海默（R.Oppenheim，1904－1967）提出：质量很大的恒星由于其引力的巨大，将使它的最后归宿不是白矮星，它会继续收缩，原子和原子核均被挤碎，带正电的质子与带负电的电子在强大引力作用下被结合成中性的中子，庞大星体收缩成为体积极小、质量和密度极大的小球——中子星。同年，印度裔美国天文学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡（S.Chandrasekhar，1910－1995）预言：质量小于太阳1.44倍的恒星将会演化为白矮星；质量大于太阳1.44倍的恒星或是以大爆发的形式抛掉部分质量后演化为伴星，或是继续收缩，经超新星爆发演化为密度更高的中子星或黑洞。

1967年，英国射电天文学家赫威斯（A.Hewish，1924－）和他的研究生贝尔（J.Bell，1943～）发现了第一颗中子星。

20世纪50年代，美国天文学家卡尔·史瓦西（M. Schwarzschild，1912－）预言：超大质量恒星爆发后不断收缩，当它的引力强到足以使光都不能外逸时，就会成为“黑洞”。1974年，英国理论物理学家斯蒂芬·霍金（S. Hawking，1942－2018）证明：黑洞中将产生正反粒子对，其中的正能粒子会逸出，形成黑洞“蒸发”的现象。据此，天文学家们如今已发现了几个可能是黑洞的天体，但尚无法彻底证实。

人类对恒星演化过程的研究目前尚未完成，探索还将不断继续下去。