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让我们来做一个简短的转移，学习一个典型的主序星：我们的太阳的一些特征。您可以通过运行 U. of Oregon 太阳天文学页。这是这里治疗的补充。
太阳的另一个名字是sol，它是M.S.上的一颗光谱型G星，和大多数质量相似或较低的恒星一样，它最初是 T-Tauri protostar 它最初是一团由密集的尘埃和分子气体组成的膨胀云，需要10-100米的时间才能收缩到氢燃烧阶段。太阳是主星序上的一颗普通恒星。它的直径约为1392000公里（865000英里），是地球体积的13万倍。其中心核心的温度估计达到约15000000°K；在太阳表面（光球层），温度已降至约5500°C。下图显示了与太阳相关的主要特征（也就是说，大多数主序星）：
来自天文学网站
太阳的外层大气，或称日冕，非常薄（比地球大气密度低得多），非常热（高达4000000°K），主要由高速运动的氢和氦离子组成（因此，高温）。冲击波和磁力线都会推动粒子。在普通的观测条件下，日冕很难观测到。但是，当它在日食期间（左，下）或通过一种叫做日冕仪（右）的仪器拍摄时，会显得格外醒目。日冕极限所达到的高度随时间变化很大，部分与太阳风暴有关。
|日冕在日食期间从地球上看到的日冕，日冕由日冕仪成像，在正常的非日食条件下可以看到太阳的表面和大气。γ
在日冕和光球层之间是一种称为色球层（更亮的内部区域）的气态大气，其中温度变化约为500000°K。下一张由1996年发射的SOHO卫星拍摄的图像显示了其表面，其独特的对流斑块称为颗粒和悬浮颗粒。NSpots。在这张图片的周围，叠加了1998年2月日食期间拍摄的太阳色球的远距照片和下部日冕的一部分，由微弱的气体包层组成，其中快速移动的分子的动力学温度在11000000到1670000°C之间。
SOHOS EIT仪器产生了一幅更详细的太阳表面翻滚的图像，这是由热气体的对流传输引起的：
这是一个更详细的观察通过地面测光仪，使用绿色滤光片和阻挡太阳表面的色球层。在其上限的高度，从10000到16000公里（6000到10000英里），温度可能高达1000000°K。但在光球附近，温度可能低至20000°K。
|太阳的色球层，通过绿色滤光片成像。γ
早在1610年，伽利略和其他人就在太阳明亮的光球层上发现了暗区。它们被恰当地命名为太阳黑子，指的是太阳表面比周围环境冷几千度的大型（通常是地球直径的几倍）单个或聚集的特征。它们往往聚集在从太阳赤道延伸出来的带状物周围。它们是由强太阳两极磁场搅动氢气引起的。平均来说，太阳黑子来来去去的周期为11年（最小-最大-最小），但由于在整个时间间隔内极性变化（南北-北），这个周期进一步延长到22年。太阳黑子与太阳风中带电粒子的排出量增加有关，因此会对地球上的无线电广播信号产生干扰。这是2001年3月的一张太阳黑子的测光图。
在特写镜头中，太阳黑子有一个独特的外观，如这张太阳望远镜照片所示；周围的表面有一个叫做颗粒的不规则的小亮区，这是许多局部对流流中向上流动的一部分，这些对流流将热的氢气输送到光球层（暗的表示该循环气体的向内回流路径）。
通过瑞典的太阳望远镜拍摄的一个类似的图像，在太阳表面上产生了“碰撞”或不规则的印象——这是一个令人信服的描述，说明太阳表面并非完全光滑。
太阳黑子内部和周围形成了各种湍流模式（给出了描述性的非技术名称），如这些地面望远镜图片所示：
最近的太阳黑子及其附近的景象是由瑞典太阳望远镜拍摄的。
我们的太阳（通过外推法，通常是恒星）在外部活动中经历了相当大的变化，伴随着能量和太阳风输出的一些变化，在几个月到几年的时间段内。“太阳风暴”一词适用于此类现象中的一种。在这种情况下，太阳产生的磁场是不同的。在地球上，这些变化会显著地影响无线电和电视信号传输（卫星，甚至太空中的宇航员也会受到影响）。太阳经历不同的活动周期；这些周期显示出特征性的周期性。以下是三张太阳图像，显示了太阳从半周期到3 1/2年（七年周期的一部分）内从太阳最小值到最大值的外观：
太阳耀斑远远超出光球层，发生在太阳风暴期间（由此推断，这可能也发生在许多，也许大多数，恒星上）。这是2000年夏天拍摄的一张跟踪图像，显示了一些壮观的太阳耀斑。
太阳耀斑的底部，由soho拍摄，可能会让你想起火山口中活跃的熔岩表面，除了下面的例子，它非常热，炽热的气体上升得更高。
SOHO能够对图像进行延时处理，以便将耀斑（突出）的历史或序列显示为一系列。这张图片显示了在SOHO上用lasco传感器观察到的日珥的生长和消散的连续性。该仪器还提供温度数据，对于构成该特征的气体，平均温度为107000°K。
通过将X射线转换成图像，可以获得与太阳活动稍有不同的图像；这里显示的图像是由日本Yohkoh卫星获得的：
SOHO可以在极端紫外线波长区域对太阳进行成像。这里是一个蓝色的视图，用来突出紫外线中看不见的波长。极热气体的羽流从太阳的不连续位置进入色球层。
只有30年前才发现的一种羽流称为日冕物质抛射（CME），其中带电的氢气从太阳表面排出相当远的距离，沿着螺旋路径向外排出；这种SOHO捕捉到了这种效应：
CME在短时间内排出大量粒子。以下是2000年3月20日发生的CME的四面板时间序列：
从日冕向外不断发射带电粒子，主要是等离子体中的氢离子。这是 太阳风 它通过高速的粒子喷射，使这些粒子逃离太阳的引力场，并在太阳系中向外移动很远的距离。这些粒子连同银河系宇宙射线（恒星风，其中的一部分来自于排出伽马射线和许多原子种类的高能离子的恒星）不断地轰击地球；范艾伦带提供了主要的保护，以防太阳和宇宙的涌入，否则会使地球遭受破坏。D影响（甚至阻止）我们星球上的生命。太阳耀斑和磁暴随机地周期性地发生在太阳上，在此期间风力增强。这是一个视图，它显示了粒子被推到太阳的气态外壳之外。
一般认为，与太阳有关的强磁场是在恒星周围形成的，特别是那些仍在燃烧其基本燃料的恒星。有时，从恒星喷出的物质会沿着磁场线，将逸出的气体和伴随的非气体元素组织成日珥和环形物。在沙漏行星星云（见下文）中，这是一个美丽的景象，它围绕着一个红巨星（见下文）发展而来，最终演变成白矮星。在红巨星阶段，恒星的磁场在50到500高斯之间，强到足以引起塞曼效应。这种与强磁场有关的效应改变了激发分子的光谱；在沙漏的情况下，水是释放与环相关的光的物质。
如图所示，回到一般恒星的演化过程中，恒星在形成时会经历一系列的变化，然后通过燃料燃烧循环。它们可以根据燃烧结束时的最终产物进一步分类；恒星演化的类型取决于H气体到达燃烧早期时的初始质量。恒星也可以根据其相对年龄分类为 人口I 和 人口二 类型。I型恒星通常较年轻，甚至在今天仍在形成。在旋涡星系中，它们最常见于旋臂中。它们含有更大比例的重元素（如后文所示，这些重元素主要是在早期大恒星历史的后期阶段产生的，在其爆炸性破坏中结束，爆炸性破坏将这些元素喷射到气体尘埃星云碎片中，而现在的I型恒星则从中获得F。正常）。II型恒星年龄较大，燃烧了大量的燃料，通常以螺旋形的形式存在于星系核心附近，或者是椭圆星系中的主要恒星。II型缺乏较重的元素，这意味着它们是在宇宙年轻时由尚未积累这些元素的原材料发展而来的；许多元素小到足以长寿。这些化学差异在每种类型的光谱特征中都很明显：这对光谱带显示了银河系中的一个种群II恒星的上部，几乎只显示出氢线，而同一星系中的一个种群I恒星（太阳）（下部）具有氢线。OSE线加上许多其他线，代表原子序数中氦以外的不同激发元素。
恒星的形成在星系中是一个连续的过程，甚至是在宇宙早期形成的。较老的星系往往会耗尽分散在星系际空间中的大部分氢气燃料，因此新恒星的速率和数量将会减少（一般来说，随着时间的推移而减少）。今天观测到的一些星系（不常见）显示，在数亿年的时间间隔内形成了大量的新恒星。这些所谓的“星暴星系”显示了许多淡蓝色和白色的区域，代表了在很短时间内形成的许多恒星。NGC3310，见下图，包含数百个年轻恒星凝块，每个凝块最多包含一百万个恒星（估计值）：
上面的H-R和演化图显示了几类恒星，它们的初始质量低于太阳。特别令人感兴趣的是褐矮星和红矮星（尤其是褐矮星，其质量可低至太阳质量的0.08）。 [任意设定为1；黑矮星的质量更小] ）（另一类小恒星，白矮星，是大恒星膨胀或爆炸阶段的最终产物。）猎户座星云最近的HST红外图像（右）显示，褐矮星（棕橙色斑点）是广泛存在的血栓。这里的区域是不是成像了？
下一张图片显示了蛇夫座星云（大约570公尺外）附近30多颗褐矮星（在一个小区域中观测到的最多）。它们都只是太阳质量的一小部分，而且还不到100万年。在这张由欧空局的红外太空探测器拍摄的照片中，有几颗明亮的、非常巨大的恒星。
褐矮星确实从有限的氘聚变中产生内能，但从未达到大恒星的氢聚变阶段（因为这个原因，它们被称为“失败的恒星”）。它们的表面温度降到2600°C以下，无法在外层熔合锂（锂谱线成为这类矮星的标志）。它们的亮度很低，即使在我们的银河系中也很难被发现。然而，它们在星系中可能非常丰富（有一种估计认为它们在数量上接近明亮的恒星），占恒星体总质量的相当一部分。由于矮星以极低的速度燃烧氢，它们将是长寿的。小矮星中最小的一颗并不比某些巨型行星大多少，这些行星被分级为（一颗行星不会通过核过程产生大量的辐射）。2000年10月，天文学家报告了比褐矮星小的球形物体，其质量范围是木星的5到15倍，看起来像“自由浮动”（不绕恒星运行）。它们不够热，无法启动任何核燃烧。它们可能是早期的“矮星”，可能会长大，最终成为恒星。我们目前对褐矮星的了解在这张图中得到了很好的总结：
资料来源：科学美国人
H-R图上没有显示红矮星。这些是M型恒星，绘制在靠近H-R图右下角的主序列上。它们的质量范围约为太阳质量的0.1至0.4；它们的表面亮度小于太阳亮度的1/2000。它们的表面温度约为3000°K，产生明显红色的光。它们确实燃烧氢燃料，但体积太小，无法形成氦核；产生的氦通过对流在整个恒星中重新分布。由于融合速度非常慢，红矮星的寿命非常长（可达1000亿年）。它们在星系中相当常见，但对整个星系质量贡献不大。巴纳德的恒星是一颗红矮星，距离太阳第二近（5.9光年）。下面是GL623，它是一个红矮星，有一个更小的伴星（可能是白矮星，见下文）：
褐矮星和红矮星都是主要的，也就是说，它们不是一个多步骤恒星演化的最终产物。它们只是气体的凝块，在通过通货膨胀或爆炸手段被迫离开主序列之前，这些凝块并没有积累足够的氢气来有效燃烧。
在H-R图的左上角，在主序列的上方，是一个区域，它包含一个与矮星（但在图中没有命名）极端相反的区域：蓝巨星和超巨星。这些恒星简单地成长为质量，携带它们超过了主序列的上限。通常，蓝巨星的质量比太阳大40000倍以上，直径至少是太阳的8倍，表面温度超过20000°K。它的寿命很短（约1亿年），但可以进入红巨星阶段（见下文）。天空中最亮的恒星之一是猎户座的参宿七，这是一颗蓝色超巨星（B型），如图所示：
最亮的主序星是B型，其表面温度超过11000°K。最著名的可能是一个小的蓝白恒星群，被称为昴宿星（七姐妹），位于离地球只有375光年的银河系中。
HST在手枪星云中发现了一颗恒星，它目前是银河系中已知的最亮的恒星，比太阳亮1000万倍，质量大100倍。据估计，这颗距离地球25000公升的恒星在大约100万到300万年前就开始燃烧氢。在这一观点中，根据一种解释，中央恒星周围的红色“云”可能是氢气和其他物质，当恒星进入破坏性阶段时，或者，不太可能，仍然与继续崩塌到该恒星有关。这张照片是红外的；在可见光下，恒星被不透明的尘埃所覆盖。
沃尔夫-雷耶特恒星是一种非常大的O型恒星，其表面温度约为50000°K。它在到达主星序后寿命很短，在自我毁灭之前，由于恒星风的驱动，氢气被排出，它会释放出大部分的质量。下一张图片显示了可见光中的一颗狼射线（wr）恒星（箭头）（ngc2359）；下面是近红外中的WR124（在人马座中）。这两个图都显示了当母星保持完整时气体被排出的程度（这将WR型星云与中心星爆炸的行星状星云分开）。
WR星是罕见的。在过去的150年中，在银河系中检测到不到200个
太阳，现在大约是公元前5年，它的预期寿命是公元前5年左右，直到它首先转变成一个 红巨星 （热收缩芯，但大膨胀的较冷外壳 [高达正常星体直径的100倍] 以可见红色发出表面辐射的扩散气体）。这张比例图给出了一个关于一个巨行星相对于一个典型的G星（例如，我们的太阳）有多大的感觉-大的红色巨行星是大角星：
红巨星的形成是由于内部（核心）的氢最终被耗尽，从中获得的氦试图融合（燃烧）成碳。即使在恒星外围区域继续融合，核心也会收缩。能量会迅速损失，从而扰乱流体静力学平衡，允许由恒星风驱动的膨胀。恒星表面的能量密度较低，使出现的光波长从蓝色变为红色。一颗红巨星，有时被描述为一颗“膨胀”的恒星，可以存在50亿年。下面是一个典型的红巨星，槟榔（实际上被归为红巨星；它存在于槟榔星座中，很容易被一个小望远镜看到），正如HST所看到的那样；其中最著名的红巨星是大角星和阿尔达巴兰（其中没有一个好的图像是由一个星际望远镜发现的）。网络搜索）。
下一个视图是槟榔的射电望远镜图像；右侧是对槟榔外壳温度分布的分析：
米拉恒星群中的另一颗红巨星在紫外线下显示了其外壳的明显不对称性：
下一张HST图像显示了球状星团M10。它以大量的红巨星和一些蓝巨星而著名，除了主序上的小星星。
恒星消耗氢和氦燃料后会发生什么，取决于它的大小。较小的恒星（光谱类型A到M）最终成为红巨星的幸存核心，红巨星的尺寸大大减小到白矮星阶段。较大的恒星（O和B）经历了一个不同的过程，即爆炸性地释放出几乎所有剩余的气态物质和超新星中的合成元素（见下页）。O型恒星（8-10个太阳质量）遵循一个包含一个以白矮星结尾的小型超新星的序列。更大的恒星爆炸后会留下一个叫做中子星的小恒星体（下页）。
当大部分物质从一个初始质量小于10个太阳质量的红巨星的外壳上脱落后，它将失去几乎所有剩余的核燃料，而不是突然地（在几千年内）收缩到比太阳小得多的半径（有些像地球一样小）并结束。它是一个致密、炽热的核心（约1.4个太阳质量），变得非常炽热、明亮。 白矮星 . （表面温度高达170000°K）。白矮星，顾名思义，是小的（但它不同于上面描述的褐矮星群，其质量大于1）：一颗不比太阳大多少的恒星，缩小到与地球相当的大小，但密度约为1000000克/立方厘米。它的核心质量被称为是由退化物质组成的，也就是说，由于量子效应，它的压力不再依赖于温度，也就是说，它可以独立地变化，在这种情况下，紧密堆积的电子 退化 （非常致密物质中的一种状态，其中非常热的气体或等离子体中的压力取决于密度，但与温度无关），而不是质子或中子。然而白矮星仍然是炽热而明亮的。白矮星的最终命运是冷却和消退。无论是白矮星还是褐矮星，最终都会失去任何可熔化的燃料，变成不再发光但仍在散发热量的黑矮星（恒星“灰烬”）。
虽然白矮星很小，但它们在其历史早期仍然发光。HST已经成功地探测到了附近恒星中的这些恒星“侏儒”。下图显示了七个小亮点，实际上是白矮星：
当红巨星变成白矮星时，一个或多个环或壳通常代表在最后一个喷射阶段物质的脱落。这一阶段比较快，需要10000-20000年的时间才能散开。这些环及其形状变体也被称为 行星状星云 （用词不当的是行星不是最终产物；这个名字指的是这些物体的环面或盘状外观，类似于行星形成的早期阶段）。膨胀的规模使这些气体外壳的边缘直径大约是我们太阳系的1000倍。
经典的例子是M57，环星云，如hst所见（红色代表激发的氢；绿色与电离的氧有关）。
在发展的第一阶段，气体排出被称为原星云。一个著名的例子被异想天开地称为“戈麦斯汉堡”，以它的发现命名，阿图罗戈麦斯在智利的塞罗托莱多天文台使用望远镜。“小圆面包”是气体云，在可见的反射光中使她发光；而“肉”似乎是厚厚的模糊尘埃：
另一个例子是在红巨星爆炸周围的原始星云发育的早期阶段，如hst wfc所见：
最引人注目的行星状星云在后期的发展阶段被视为紫外线图像。另外五张行星星云的HST图像很有启发性：下面是NGC7027，其中气体爆炸处于早期阶段。
在下一张图片中，猫眼星云（NGC6543）似乎是红巨星周围气体向外推进的后期阶段（可能是双星对中的一个，第二颗星可能是矮星），在这一阶段，几个环通过被排出的粒子激发而发光。
下面的红色蜘蛛星云（NGC6537）显示了许多爆炸性恒星的一个共同特征，也就是说，在恒星风（在这种情况下，它以更高的速度运动）的作用下，以高速（100万公里/小时）向外运动的气体的裂片（通常是成对的）。波瓣是由冲击产生的，冲击压缩了星云发展时排出的气体。注意波瓣上的波纹。
第四个例子是新月状星云。下图右下角是一个黑白的地面望远镜观测到的椭圆（16×24光年）气云，由濒死的恒星WR 136向外吹的强烈恒星风推动，这是一颗沃尔夫-雷耶特恒星（来自一个超级红巨星，非常热，因此外部质量损失）。有裸露的氦，甚至氮或碳的内壳（见 page 20-7 ）颜色部分是星云部分外缘的HST视图；不同的颜色与组成变化有关。
还有一个例子显示了在银河系的维拉群中发现的超新星中的一丝一缕的气体和粒子的细节，这是由位于新南威尔士州的英澳天文台的施密特望远镜拍摄的：
随着星云随着时间的推移而膨胀，碎片组织成这些细丝状的线，这个实体呈现出丝状结构，如图中的面纱星云所示，离银河系大约2500升远：
有些星云，如亚伯尔39，仍然是近乎球形的，可能还没有分裂成流光：
另一个显然是球形的星云，因其明显类似于猫头鹰的脸而被昵称为猫头鹰星云（NGC3587）。这个星云位于离地球2000年左右的银河系中，由三个不同的层组成：一个淡蓝色的外环，由早期排出的分散的气体组成；一个中蓝色的中环，由超风驱动；一个内浅蓝色的环，加上一个略带紫色的中心填充物。表示已向内迁移的材质：
哈勃太空望远镜现在已经收集了数百张显示“垂死”恒星的图像，即那些处于燃料燃烧最后阶段的恒星，它们正在爆炸性地剥离物质。事实证明，恒星最终活动的多样性和复杂性比传统望远镜观测时代所知的要复杂得多。美国宇航局最近发布的一份新闻稿记录了华盛顿大学和其他地方的天文学家所做的工作，说明了观察到的不同的结束阶段，显示在一个由六幅图像组成的小组中，这六幅图像代表了气体包层的多样性（这些是典型的行星状星云）：
这些简短的描述定义了每一次观测：左上角：一个具有明亮内壳和较暗外包层的圆形行星状星云；这种均匀的膨胀是太阳消亡的最后阶段所预测的模式；上中心：一颗被绿色（指定颜色）椭圆包围的热残余星，其中较老的气体被推到前面形成一个双星。右上角：一个球形的外层包膜和一个细长的内部“气球”外壳，都被来自内部恒星的快速风吹得膨胀；左下角：一个“蝴蝶”或两极（双裂片）星云；底部中心：一颗明亮的中心恒星，位于一个由足球形状的日冕状星云所包围的黑暗腔的中心。m是稠密的蓝色和红色气体；恒星的前外层是绿色的；注意绿色的长喷射；右下角：一个行星状星云，有一个小齿轮或螺旋状结构，有从中心恒星喷射出来的气团。
对于与这类恒星物体相关的一些不寻常形状，最近有人解释了裂叶蚂蚁星云（或门泽尔3）：
根据亚当·弗兰克博士和罗切斯特大学的同事们的说法，随着恒星年龄的增长，开始脱落物质，它们似乎会减慢旋转速度。但是当物质离开母星时，恒星的核心开始旋转得更快。随着旋转度的增加，相关磁场变得更强，并影响逃逸材料的形状或图案。
下图左边的图像显示了天鹰座的NGC6751，但实际上它距离地球6500公升。它在不到5000年前就爆炸了，现在恒星的外壳已经从白热的中心核心（中心是淡黄色）向外移动，形成一个直径约为0.8L.Y.的近球形外壳。外部气体（主要是橙色的氢）比内部气体（蓝色）更冷。注意气体的径向条纹标记了这些拖缆的轨迹。各种气体组分的颜色是由计算机对HST由于紫外线辐射的激发而感知到的颜色进行的修改。右边是爱斯基摩星云。
由爱斯基摩星云拍摄。|
HST现在已经为所谓的回旋镖星云获得了一个很好的图像和温度数据。尽管可见这两个延伸部分的明显的白炽度，但在这些裂片中测量的温度低至-272°K，刚好高于绝对零度，可能低于一般宇宙背景辐射，使这一特征成为围绕中心的视觉质量最冷的区域。在宇宙中发现的恒星：
这些行星状星云的出现可能会引起误解。星云相对于地球视点的方向，可能呈现出扭曲的形状。例如，环实际上可能是圆柱体视图上的边（向下看轴）。大多数行星状星云都是非球形气体喷射，通常呈轴对称形态。我们之所以看到这种气体，是因为当红巨星的相位接近尾端时，幸存的白矮星发出的紫外线辐射会激发它（并使它发光）。气体包层形状（喷流、互锁环、“矩形”等）是强恒星风在这个阶段、更早、较慢的粒子风（参与红巨星的生长）的结果。假设的形状（如蝴蝶型）表示某种程度上的不对称风释放。另一个因素是这些星云受伴星双星（或一颗恒星和一颗绕轨道运行的大行星）影响或关联的可能性。
比上面讨论的那些恒星质量更大的恒星通过不同的过程进入其燃料消耗的最后阶段。这些事件被称为新星和超新星，其重要性和复杂性足以保证在下一页（20-6）中进行治疗。最终结果可能是白矮星、中子星或黑洞，这取决于恒星的质量。
已经做出了各种各样的估计，以表明宇宙中每种恒星类型的百分比。除了最近的星系之外，这对所有星系都是困难的，因为大多数恒星无法被分解成个体。银河系有更好的库存。这里是：红/褐矮星=70%；主序列（F，G，K）=20%；白矮星=8%；主序列（O，B，A）=2%。对宇宙的一个更细微的推断：M星=30%；lt（红/褐矮星）=30%；白矮星=20%；演化的超巨星=10%；oba星=5%；fgk星=5%。值得注意的是，类太阳的G星相对稀少（可能不到2%）。
我们以关于早期宇宙中恒星形成的讨论来结束这一页——第一颗星的传奇。（本主题的一个很好的摘要可在 Science News . 有证据表明，大爆炸后大约1亿到2.5亿年，恒星开始形成。当宇宙成熟时，聚集在原星系团或云中的氢气在当时比在后来的气云中更热。其中一个原因是，由于较重的元素还没有被合成和分散（由超新星产生，见下页），所以氢和氦的含量几乎不超过氢和氦；这些元素降低了气体云的温度。因此，在第一个星云中，形成的恒星主要是大质量的——是太阳质量的几十到几百倍。因此，早期的星系包含了更多的大型蓝星（O和B），相对于F、G和M星，它们构成了我们今天所观察到的发达星系中的大部分恒星群。这些巨行星燃烧得很快，通常是在它们被压缩到氢燃烧器后的三百五百万年后，因此寿命很短。它们非常明亮，表面温度在100000°K范围内。那些太阳质量小于250个的恒星以超新星的形式自我毁灭；超过250个太阳质量的恒星以黑洞的形式结束。
当然，目前还没有观测到这些恒星（属于第三类星群，这一类星群最初由氢和一些原始氦组成，作为燃料）。由于它们的大小，它们会迅速燃烧和爆炸。因此，如果在宇宙学早期占主导地位，它们将主要存在于最初的十亿年（或更少）。HST不能及时看到那些星体，但是预定于2010年发射的詹姆斯·韦伯太空望远镜可能能够探测到它们存在的证据。但是，关于恒星形成的天体物理学，在宇宙大爆炸后的前百万年里很可能盛行的条件下，人们已经知道了足够多的信息，或者说似乎很可能知道足够多的信息，以便能够在早期对它们的形成和随后的历史进行建模。
在过去的7年中，Tom Abel（宾夕法尼亚州立大学）和他的同事（牛津大学的Gregory Brant和加州圣地亚哥的Michael Norman）开发了一个这样的计算机驱动模型（使用Enzo，一种宇宙学流体动力学代码）。该模型将不透明、富含暗物质的宇宙区域划分为不同维度的细胞。当程序运行时，充满这个静止黑暗空间的原始氢开始凝结，并逐渐变热，以寻求凝结。导致 第一颗星 随着时间的推移，可以通过模型进行检查，并以连续更高的放大倍数进行检查（单元大小覆盖较小的体积）。这是一系列计算机生成的图像（每个面板都涉及氢云的生长 [第一排] 当它进入一颗恒星时，第二行和第三行表示的是更详细的阶段），它们产生了最初的恒星，形成在每个氢气云的中心附近。有关所显示信息的说明，请参阅此图的标题（单击右下角）。
冷暗物质云（cdm）也含有氢，这些氢可以分离出来形成第一颗恒星，通常含有足够的恒星物质来产生10万颗类太阳恒星。然而，从云中出来的实际恒星数量形成的恒星更少，质量更大。在几百万年的时间里，这些恒星达到了它们爆炸成超新星的最后阶段（见下页），爆炸的速度（频率）远大于进化星系中后来的恒星。在超新星风的驱动下，它们将少量的重元素分散到太空中，与普遍存在的氢/氦混合。此后，各种原星系开始沿着页面底部描述的线条形成。 20-2 . 这个过程可能是由超新星清除了大部分恒星后留下的黑洞帮助的，这些黑洞本身可能会合并在一起。
这些第一批恒星的数量可能足以提供辐射，帮助氢分解成质子和电子，这是产生再电离的机制，在此之后，早期宇宙对电磁辐射（包括可见光光子）变得透明。宇宙中第一个恒星体可能以星团的形式存在。
阿贝尔·巴恩斯·诺曼的第一颗恒星模型在《发现》杂志2002年12月发行的《真正的大爆炸》一文中得到了很好的总结。您还可以在 Penn State Eberly College of Science 互联网站点。PSU的天文学系是美国最大的天文学系之一。
正如所料，其他早期恒星模型的位置不同。一个由 Kenneth Lanzetta 普林斯顿大学的研究人员也认为，第一批几乎没有重元素的恒星，在宇宙早期迅速形成。但他提出，这些恒星的确组织成了足够多的数量，足以存在于实际的原星系中。
在相关的模型中，这些从热氢气中“沉淀”出来的第一颗恒星是在丝状细线（特别是在交叉节点处）内形成的，如下图所示，这是一个艺术家的描绘，注定要分裂成原星系。反过来，这些是吸引更多气体的引力源，这些气体帮助原星系发展成螺旋形、椭圆形、球状和不规则星系，在大约10亿年后开始扩散，然后在大约20亿年后支配膨胀的宇宙。
新星系的形成过程随着时间的推移而变慢，因此今天组织起来的新星系越来越少。随着时间的推移，气体云中的温度降低，当重金属从超新星中散开时，会导致较小恒星的比例不断增加，因此星系的数量总体上会增加。在这个模型中，恒星的最大数目发生在大爆炸后大约50-70亿年。随着这种情况的发生，随着早期的恒星生命的终结，产生的大质量恒星数量也相应减少。自这一峰值以来，恒星总数相对减少，因为星系中可用的氢（包括其晕）数量一直在下降（没有大量新的氢产生）。在未来，剩下的大多数恒星将是长寿命的小恒星。
这段人口历史总结在下一个图表中，用白色虚线表示上述模型。然而，最近报道的一个竞争模型是基于有利于所有大小恒星在早期宇宙时间形成一个强烈周期的论据，随着大恒星的毁灭和新恒星的诞生，这些数字会随之减少：
随着时间的推移，从原恒星云中演化而来的星系的大部分都富含氢。II 但幸存的氢分子仍然可以用于进一步的恒星形成。早期宇宙中的原星系距离更近，并倾向于碰撞，开始了现存星系的生长。随着时间的推移，早期的大质量恒星大量爆炸，含有较重元素的许多碎片被驱逐到星系间空间与氢混合，并在这里和那里形成新的云团，进化成更多的星系。（原子序数高于氦的元素逐渐富集是正常现象，因为超新星持续出现在宇宙早期之后。）正如我们在上文所看到的，从那时起，趋势就是将星系群聚集成组成当前宇宙结构的星系团。
在（最近）这张图表制作的时候，这些第一颗恒星形成的后大爆炸时期被认为不到5亿年。一些人认为，从公元前3亿年开始首次生产。来自威尔肯森微波各向异性探测器（wmap；在20-9页上讨论）的可靠结果将恒星形成的开始时间提前到公元前2亿年左右。
如前9段所述，在开始时，质量大于250太阳质量的恒星的数量可能比以后更大（上面提到的III型恒星）。由于它们是黑洞的一个来源，它们的丰度可能控制了此后形成的星系的数量。我们知道黑洞（在下一页讨论）被认为位于星系的中心核心（一些已经被证实或从正在进行的研究中推断出来）。它们可以作为一个引力核来激活星系的形成。然而，这些核心黑洞中的一些可能是在星系发展出其初始结构之后形成的。
恒星几乎负责宇宙中所有可见光的产生。在它的早期，这种可见光平均，从各种恒星类型，波长下降在光谱的蓝色区域。今天，平均可见光辐射扩散已经转移到更长的波长，产生蓝绿色（类似于绿松石）光。当然，一系列颜色的单个恒星不是那种阴影（不是蓝绿色），但综合起来，它们所有可见波长的数值加权和将由这个蓝绿色值表示。随着时间的推移，平均颜色将继续向红色方向转移，数百亿年后，这实际上将与当时主导的恒星类型红矮星有关。
本页要点的底线是，恒星似乎是构成宇宙的最明显和最主要的大天体类型。但正如我们将在20-9和20-10页看到的，恒星实际上占宇宙质量的不到百分之一。但是，由于它们的亮度，它们给人的印象是它们是宇宙中的“顶级狗”。它们的重要性远远超出了它们在质量清单中的低排名，因为它们是行星形成的必要伙伴——就我们而言，它们中的一个一直是我们（微不足道的）行星的控制“母体”。
