后主序

在整个主序时期，恒星中只有10%的氢参与了核聚变。随着核心中氢的消耗殆尽，聚变被限制在围绕着氦的惰性核的壳中。由于核内没有能量产生机制运行，恒星开始收缩，产生了更高的温度和压力。

核收缩通过势能的释放传导到恒星的外层。随着这些层向外膨胀，恒星的大小迅速增加，通常直径变为原来的10到100倍，其温度也随之下降，并且恒星变红。这些恒星就被称为红巨星。

随着核继续收缩，温度持续上升。最终，温度上升到核内足以发生氦聚变的程度。引燃氦聚变的过程被称为氦闪，包含的核反应为3α过程。这涉及两个氦核（通常称为α粒子）熔合形成一个具有放射性的铍的同位素。如果第三个氦核在铍衰变前碰撞，一个稳定的碳核就会产生。有些时候，第四颗α粒子稍后反应并生成氧核。

碳持续地生成，直到氦被用尽，核再次变为惰性的。在具有太阳类似质量的恒星中，这与核聚变过程持续一样长的时间。随着核聚变的消退并最终停止，恒星开始死亡。在这些低质量恒星中，外层的气体层被恒星风抛出。这是巨星变为造父变星时常常要经历的脉动的结果。这导致了质量的减少，但产生了行星星云。

→恒星的外观取决于它核内部发生的一切。当恒星燃烧氢转化为氦时，它仍处于主序上。当氢被耗尽而情况导致氦聚变为碳时，恒星“膨胀”成为一颗红巨星。在太阳等低质量恒星中，氦燃烧的终结将导致崩塌，它将产生行星星云和白矮星。

1.原恒星2.主序阶段3.膨胀阶段4.红巨星5.收缩状态6.行星状星云7.白矮星

随着气体从中央恒星向外飘出，它被仍然由恒星释放的辐射照亮。这些辐射被壳中的气体吸收，并且以可见光波长重新发射出来。星云逐渐散开并且在几十万年后融入星际介质中。

行星状星云的中央恒星由于引力作用已经变为很小的紧凑型天体。有些时候它们是白矮星——物质的密度很高，以至于电子不再能够环绕原子核运动的恒星。取而代之地，它们全都被压缩，从而都试着占据最低的能级。

这一状态的物质被称为电子简并物质，并且导致了电子间产生极大的压力，这是由于如泡利不相容原理所说，它们不能共同占据同一个量子态。这一压力——电子简并压——阻止了白矮星的进一步崩塌。

白矮星在接下来的几十亿年的过程中逐渐冷却，直到最终变为一颗黑矮星。而最大的恒星将经历一个更为剧烈的变化过程，并且留下比白矮星更为致密的物体。

↓3α反应被认为是后主序星的主要能量产生方式。它是通过3个氦核（有时被称为α粒子）合成碳的一种方法。在第一阶段，两个氦核熔合形成一个铍核，它再反过来与另一个氦核碰撞并熔合形成一个碳核。这一反应在1亿开以上的温度下发生。

↓具有太阳类似质量的恒星演化的序列从恒星由气体云崩塌中产生开始，接着进入主序，到达氦燃烧开始阶段——红巨星及以后的阶段。