❶ 如果把一天中 太阳分为四个阶段 是哪四个阶段 比如说 朝阳。。。夕阳 还有
lz真是奇思妙想啊~按24小时分，第一个是早上的叫的比较多：朝阳，旭日，初阳，中午还真想不出来……午日？傍晚嘛，夕阳，残阳。那个晚上貌似没太阳吧……⊙﹏⊙b汗
❷ 从太阳下山到太阳升起这段时间，可以分成几部分
太阳下山的时候是黄昏或傍晚
天全黑之后叫晚上
夜里11点以后叫深夜
半夜1点以后都叫凌晨
天亮前叫黎明
天亮之后太阳出来之前叫早晨
❸ 太阳分为几部分
太阳组成：
组成太阳的物质大多是些普通的气体，其中氢约占71.3%、 氦约占27%， 其它元素占2%。太阳从中心向外可分为核反应区、辐射区和对流区、太阳大气。
太阳的大气层，像地球的大气层一样，可按不同的高度和不同的性质分成各个圈层，即从内向外分为光球、色球和日冕三层。我们平常看到的太阳表面，是太阳大气的最底层，温度约是6000开。
太阳的核心区域半径是太阳半径的1/4，约为整个太阳质量的一半以上。太阳核心的温度极高，达到1500万℃，压力也极大，使得由氢聚变为氦的热核反应得以发生，从而释放出极大的能量。这些能量再通过辐射层和对流层中物质的传递，才得以传送到达太阳光球的底部，并通过光球向外辐射出去。太阳中心区的物质密度非常高。每立方厘米可达160克。太阳在自身强大重力吸引下，太阳中心区处于高密度、高温和高压状态。是太阳巨大能量的发源地。 太阳中心区产生的能量的传递主要靠辐射形式。
太阳中心区之外就是辐射层，辐射层的范围是从热核中心区顶部的0.25个太阳半径向外到0.71个太阳半径，这里的温度、密度和压力都是从内向外递减。从体积来说，辐射层占整个太阳体积的绝大部分。
太阳内部能量向外传播除辐射，还有对流过程。即从太阳0.71个太阳半径向外到达太阳大气层的底部，这一区间叫对流层。这一层气体性质变化很大，很不稳定，形成明显的上下对流运动。这是太阳内部结构的最外层。
❹ 太阳一生主要有几个阶段，每个阶段太阳的体积，质量
恒星的一生可以分为恒星形成阶段，主序星阶段，红巨星阶段和质量超过9倍太阳质量的大质量恒星红超巨星阶段，以及最后的坍缩阶段
恒星形成阶段
恒星的形成从分子云内部的引力不稳定开始，通常是因为超新星（大质量恒星爆炸）的冲激波触发或两个星系的碰撞（像是星爆星系）。一但某个区域的密度达到或满足金斯不稳定性的标准，它就会因为自身的引力开始坍缩[43]。
分子云一但开始坍缩，个别密集的尘土和气体就会形成我们所知道的包克球，它们可以拥有50倍太阳质量的物质。当小球继续坍缩时，密度持续增加，引力位能被转换成热，并且使温度上升。当原恒星云趋近于流体静力平衡的状态时，原恒星就在核心形成了[44]。这些主序前星经常都有原行星盘还绕着，并且主要的能量来源是重利收缩，引力收缩的期间至少要经历一千万至一千五百万年。
质量低于2倍太阳质量的早期恒星称为金牛T星，质量较大的则是赫比格Ae/Be星。这些新生的恒星由自转轴的两极喷出的喷流，这可能会降低所知的赫比格-哈罗天体小片云气坍缩结果所形成恒星的角动量 [45][46]。 这些喷流，结合来自附近大质量恒星的辐射，有助于驱散形成中恒星周围残余的云气[47]。
在它们发展的早期，金牛T星遵循着林轨迹 ―它们收缩和光度降低，但是温度和其它则大致相同。质量低的金牛T星遵循这样的轨迹进入主序带，质量较重的恒星会先转入亨耶迹。
主序星阶段
恒星一生的90%都是在核心以高温和高压将氢聚变成氦的阶段。在主序带上，像这样的恒星，称为矮星。从零龄主序星开始，氦在核心的比率稳定的增加，在核心的核聚变速率缓慢的增加，恒星表面的温度和亮度也是一样[48]。 以太阳为例，估计从它进入主序带开始，在这46亿年当中，它的亮度已经增加了大约40%T[49]。
每一颗恒星都会形成由微粒组成的恒星风，导致不断喷出气体进入太空。对多数的恒星，这样的质量损失可以忽略不计。太阳每年损失的质量只有10?14太阳质量[50]，或是在它的一生中损失大约总质量的0.01%。然而，质量非常巨大的恒星每年可能损失10?7到10?5太阳质量，显着的影响到它的演化[51]。恒星进入主序带的质量若是超过太阳质量的50倍，在主序带的阶段可以失去过一半的质量[52]。
恒星在主序带上所经历的时间取决于它的燃料量和消耗燃料的速率，换言之就是开始的光度和质量。对太阳来说，估计它的寿命有一百亿年。大质量的恒星燃烧燃料的速度快，生命期就短；低质量的恒星燃烧燃料的速度很慢。质量低于0.25太阳质量的恒星，称为红矮星，几乎所有的质量都是可以燃烧的燃料，但是1太阳质量的恒星，大约只有10%的质量是燃料。结合它们缓慢的燃烧速率和可以使用的燃料量，依据恒演化的计算，0.25太阳质量的恒星至少可以维持1兆年（1012），而以氢为燃料的质量最低恒星（0.08太阳质量）将可以持续燃烧12兆年[53]当恒星的生命结束时，红矮星单纯的只是越来越黯淡[2]。但是，因为这种恒星的生命期远大于现在的宇宙年龄（138亿岁），还没有质量低于0.85太阳质量的恒星死亡[54]，也还未被预期会离开主序带。
除了质量，比氦重的元素在恒星演化中也扮演着值得注意的角色。在天文学中，比氦重的元素都被视为"金属"，而这些元素在化学上的浓度称为金属量。金属量可以影响恒星燃烧燃料的速率和持续的时间，和控制磁场的形成[55]，并改变恒星风的强度[56]。年老的第二星族恒星的金属量会低于年轻的第一星族，这是由于形成星族的分子云的成分不同。随着时间的推移，因为当老的恒星死去时会将大气层洒落至分子云中，云中的重元素量就会随着时间过去变得越来越丰富。
红巨星阶段
质量不低于0.4太阳质量的恒星[2]在耗尽核心供应的氢之后，外层的气体开始膨胀并冷却形成红巨星。大约50亿年后的太阳，当太阳进入这个阶段，它将膨胀至的最大半径大约是1天文单位（150 × 106千米），是目前的250倍。成为巨星时，太阳大约已失去目前质量的30%[49][57]。
质量达到2.25太阳质量的红巨星，氢燃烧的程序会在环绕核心周围的壳层进行[58]最后核心被压缩至可以进行氦聚变，同时恒星的半径逐渐缩小而且表面的温度增加。更大的恒星，核心的区域会直接从氢聚变进入氦聚变[4]。
在恒星核心的氦也耗尽之后，核聚变继续在包围着高热的碳和氧核心的壳层内进行。然后循着与原来的红巨星阶段平行，但是表面温度较高的路径继续演化。
超新星阶段
红超巨星阶段
在氦燃烧阶段，质量超过9倍太阳质量的大质量恒星会膨胀成为红超巨星。一但核心的燃料耗尽，它们会继续燃烧比氦更重的元素。
核心继续收缩直到温度和压力能够让碳融合（参考碳燃烧过程）。这个过程会继续，接续到下一步骤燃烧氖（参考氖燃烧过程）、氧（参考氧燃烧过程）、和硅（参考硅燃烧过程）。接近恒星生命的终点，核聚变在恒星内部可能延沿着数层像洋葱壳一样的壳层中发生。每一层燃烧着不同的元素 燃料，燃烧的最外层是氢聚变，第二层是氦聚变，依序向内[59]。 当大质量恒星将铁制造出来就到达了最后的阶段，因为铁核的束缚能比任何更重的元素都大。任何超越铁元素的融合，与之前的相反，不仅不会释放出能量，还要消耗能量。同样的，它也比较轻的元素紧密，铁核的分裂也不会释放出能量[58]。在比较老、质量比较大的恒星，惰性的铁会累积在恒星的核心。在这些恒星中的重元素或许可能会随着自身的运作方式到达恒星的表面，发展形成所知的沃尔夫-拉叶星，从大气层向外吹送出致密的恒星风。
坍缩阶段
当恒星的核心缩小时，从这个表面辐射强度就会增加，创造出的辐射压会将上层的气体壳层往外推送，形成行星状星云。如果外层的大气已经被推出之后，残余的质量少于1.4太阳质量，它就会收缩至相对于较小，大约如同地球般大小的物体，称为白矮星。白矮星缺乏进一步进行引力压缩所需要的质量[60]。虽然一般的恒星都是等离子体体，但在白矮星内的电子简并物质已经不是等离子体体。在经历非常漫长的时间之后，白矮星最后会暗淡至成为黑矮星。
更大的恒星，核聚变会继续进行，直到铁核有了足够的大小（大于1.4倍太阳质量）而不再能支撑自身的质量。在反β衰变或电子捕获的爆发之后，电子会进入质子之内形成中子、中微子和伽马射线，使核心突然的坍缩。由这种突然的坍缩产生的激震波造成恒星剩余的部分爆炸成为超新星。超新星非常的明亮，在短时间内它的亮度可以等同于它所在星系的所有恒星亮度。当它们发生在银河系内，就是历史上曾经以肉眼看见和记载，但在以前不存在的"新恒星"[61]。
超新星爆炸会使这颗恒星的大部分物质都飞散出去（形成像蟹状星云这种的云气[61]）。剩下的就是中子星（有些被证明是波霎或是X-射线爆发），或是在质量最大恒星（剩余的质量必须大于4倍太阳质量）就会形成黑洞[62]。在中子星内的物质是中子简并物质，和一种可能存在核心但极不稳定的简并物质，QCD物质。物质在黑洞核心所处在的状态是迄今仍不了解的。
垂死恒星抛出去的外层物质包括一些重元素，可能恒星形成的世代交替中成为新恒星的原料。这些重元素可以形成岩石的行星。从超新星和大恒星的恒星风抛出的物质在星际物质的构成中扮演着重要的角色[61]。
本来想把注释粘上去，奈何贴网址是违规的╮(╯_╰)╭
❺ 太阳这个课文一共有几部分分别是几段到几段
太阳这篇课文一共分为两个部分：
第一部分（第1~3自然段）介绍了太阳远、大、热的特点。
第二部分（第4~8自然段）说明了太阳与人类的密切关系。
文章结构图如下：
❻ 太阳分为几个层次〉
太阳属于恒星，有四个层次
恒星的演化过程
1.恒星的形成
在宇宙发展到一定时期，宇宙中充满均匀的中性原子气体云，大体积气体云由于自身引力而不稳定造成塌缩。这样恒星便进入形成阶段。在塌缩开始阶段，气体云内部压力很微小，物质在自引力作用下加速向中心坠落。当物质的线度收缩了几个数量级后，情况就不同了，一方面，气体的密度有了剧烈的增加，另一方面，由于失去的引力位能部分的转化成热能，气体温度也有了很大的增加，气体的压力正比于它的密度与温度的乘积，因而在塌缩过程中，压力增长更快，这样，在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场，这压力场最后制止引力塌缩，从而建立起一个新的力学平衡位形，称之为星坯。
星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的，而压力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性（即星坯中心的温度要高于外围的温度），因此在热学上，这是一个不平衡的系统，热量将从中心逐渐地向外流出。这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用。于是星坯必须缓慢的收缩，以其引力位能的降低来升高温度，从而来恢复力学平衡；同时也是以引力位能的降低，来提供星坯辐射所需的能量。这就是星坯演化的主要物理机制。
下面我们利用经典引力理论大致的讨论这一过程。考虑密度为 ρ、温度为T、半径为r的球状气云系统，气体热运动能量：
ET= RT= T
(1) 将气体看成单原子理想气体,μ为摩尔质量，R为气体普适常数
为了得到气云球的的引力能Eg，想象经球的质量一点点移到无穷远，将球全部移走场力作的功就等于-Eg。当球质量为m，半径为r时，从表面移走dm过程中场力做功：
dW=- =-G( )1/3m2/3dm
(2) 所以：-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3
于是： Eg=- (2)，
气体云的总能量: E=ET+EG (3)
热运动使气体分布均匀，引力使气体集中。现在两者共同作用。当E>0时热运动为主，气云是稳定的，小的扰动不会影响气云平衡；当E<0时，引力为主，小的密度扰动产生对均匀的偏离，密度大处引力增大，使偏离加强而破坏平衡，气体开始塌缩。由E≤0得到产生收缩的临界半径 ：
(4) 相应的气体云的临界质量为：
(5) 原始气云密度小，临界质量很大。所以很少有恒星单独产生，大部分是一群恒星一起产生成为星团。球形星团可以包含105→107个恒星，可以认为是同时产生的。
我们已知：太阳质量：MΘ=2×1033,半径R=7×1010,我们带入(2)可得出太阳收缩到今天这个状态以释放的引力能
太阳的总光度L=4×1033erg.s-1如果这个辐射光度靠引力为能源来维持，那么持续的时间是:
很多证明表明，太阳稳定的保持着今天的状态已有5×109年了，因此，星坯阶段只能是太阳形成像今天这样的稳定状态之前的一个短暂过渡阶段。这样提出新问题，星坯引力收缩是如何停止的？此后太阳辐射又是以什么为能源？
2.恒星的稳定期——主序星
主序星阶段在收缩过程中密度增加，我们知道ρ∝r-3，由式(4),rc∝r3/2,所以rc比 r减小的更快，收缩气云的一部分又达到新条件下的临界,小扰动可以造成新的局部塌缩。如此下去在一定的条件下，大块气云收缩为一个凝聚体成为原恒星，原恒星吸附周围气云后继续收缩，表面温度不变，中心温度不断升高，引起温度、密度和气体成分的各种核反应。产生热能使气温升的极高，气体压力抵抗引力使原恒星稳定下来成为恒星，恒星的演化是从主序星开始的。
恒星的成份大部分是H和He，当温度达到104K以上，即粒子的平均热动能达1eV以上，氢原子通过热碰撞就充分的电离了（氢的电离能是13.6eV），在温度进一步升高后，等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应。对纯氢的高温气体，最有效的核反应系列是所谓的P-P链：
其中主要是2D(p,γ)3He反应。D含量只有氢的10-4左右，很快就燃完了。如果开始时D比3He含量多，则反应生成的3H可能就是恒星早期3He的主要来源，由于对流到达恒星表面的这种3He,有可能还保留到现在。
Li,Be,B等轻核和D一样结合能很低，含量只是H 的2×10-9K左右，当中心温度超过3×106K就开始燃烧，引起（p,α）和（p,α）反应，很快成为3He和4He。 中心温度达到107K，密度达到 105kg/m3左右时，产生的氢转化为He的41H→4He过程。这主要是p-p和CNO循环。同时含有1H和4He是发生p-p链反应，有以下三个分支组成：
p-p1(只有1H) p-p2(同时有1H、4He) p-p3
或假设1H 和4He的重量比相等。随温度升高，反应从p-p1逐渐过渡到p-p3，
而当T>1.5×107K时，恒星中燃烧H的过程就可过渡到以CNO循环为主了。
当恒星内混杂有重元素C和N时，他们能作为触媒使1H变为4He，这就是CNO循环，CNO循环有两个分支：
或总反应率取决于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反应分支比约为2500：1。
这个比值几乎与温度无关，所以在2500次CNO循环中有一次是CNO-2。
在p-p链和CNO循环过程中，净效果是H燃烧生成He：
在释放出的26.7MeV能量中，大部分消耗给恒星加热和发光，成为恒星的主要来源。
前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的，那么什么是主星序呢？等H稳定地燃烧为He时，恒星就成了主序星。人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星，他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧，他们的光度、半径和表面温度都有所不同，后来证明：主序星的定量上差别主要是质量不同，其次是他们的年龄和化学成份，太阳这段历程约千万年。
观察到的主序星的最小质量大约为0.1M⊙ 。模型计算表明，当质量小于0.08M⊙时，星体的收缩将达不到氢的点火温度，从而形不成主序星，这说明对于主序星它有一个质量下限。观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量。理论上讲，质量太大的恒星辐射很强，内部的能量过程很剧烈，因此结构也越不稳定。但是理论上没有一个质量的绝对上限。
当对某一星团作统计分析时，人们却发现主序星有一个上限，这说明什么？我们知道，主序星的光度是质量的函数，这函数可分段的用幂式表示 ：
L∝Mν
其中υ不是一个常数，它的值大概在3.5到4.5之间。M大反映主序星中可供燃烧的质量多，而L大反映燃烧的快，因此主序星的寿命可近似用M与L的商标来标志：
T∝M-(ν-1)
即主序星寿命随质量增大而按幂律减小，如果整个星团已存在的年龄为T，那就可以由T与M的关系式求出一个截止质量MT。质量大于MT的主序星已结束核心的H燃烧阶段而不是主序星了，这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。
现在我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根据一25M⊙的恒燃烧阶段 点火温度(K) 中心温度(g.cm-3) 持续时间(yr)
H 4×107 4 7×106
He 2×108 6×102 5×105
C 7×108 6×105 5×102
Ne 1.5×109 4×106 1
O 2×109 1×107 5×10-2
Si 3.5×109 1×108 3×10-3
燃烧阶段的总寿命 7.5×106
星演化模型，列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间。从表上看出，原子序数大的和有更高的点火温度，Z大的核不仅难于点火，点火后燃烧也更剧烈，因此燃烧持续的的时间也就更短。这颗25M⊙的 表1 25M⊙恒星演化模型,模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×106年，而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段，即主星序阶段。从统计角度讲，这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因。
3.恒星的晚年
主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氢，而氢的点火温度又比其他元素都低，所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段，即主序阶段。在主序阶段，恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布，所以在整个漫长的阶段，它的光度和表面温度都只有很小的变化 。下面我们讨论，当星核区的氢燃烧完毕后，恒星有将怎么进一步演化？
恒星在燃烧尽星核区的氢之后，就熄火，这时核心区主要是氢，他是燃烧的产物外围区的物质主要是未经燃烧的氢，核心熄火后恒星失去了辐射的能源，它便要引力收缩是一个起关键作用的因素。一个核燃烧阶段的结束，表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高，主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦（它的点火温度高的太多），而是核心与外围之间的氢壳，氢壳点火后，核心区处于高温状态，而仍没核能源，他将继续收缩。这时，由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能，都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀，即让介质辐射变得更透明。而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了，所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程，这个过程是恒星从主星序向红巨星过渡，过程进行到一定程度，氢区中心的温度将达到氢点火的温度，于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段。
在恒星中心发生氦点火前，引力收缩以使它的密度达到了103g.cm-3的量级，这时气体的压力对温度的依赖很弱，那么核反应释放的能量将使温度升高，而温度升高反过来又加剧核反应速率，于是一旦点火，很快就会燃烧的十分剧烈，以至于爆炸，这种方式的点火称为"闪?quot;，因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大，后来又降的很低。
另一方面，当引力收缩时它的密度达不到103g.cm-3量级，此时气体的压力正比与温度，点火温度升高导致压力升高，核燃烧区就会有所膨胀，而膨胀导致温度降低，因此燃烧就能稳定的进行，所以这两种点火情况对演化进程的影响是不同的。
恒星在发生"氦闪光"之后又怎么演变呢？闪光使大量能量的释放很可能把恒星外层的氢气都吹走，剩下的是氦的核心区。氦核心区因膨胀而减小了密度，以后氦就有可能在其中正常的燃烧了。氦燃烧的产物是碳，在氦熄火后恒星将有一个碳核心区氦外壳，由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度，于是他就结束了以氦燃烧的演化，而走向热死亡。
由于引力塌缩与质量有关，所以质量不同的恒星在演化上是有差别的。
M<0.08M⊙的恒星：氢不能点火，它将没有氦燃烧阶段而直接走向死亡。
0.08<M<0.35M⊙的恒星：氢能点火，氢熄火后，氢核心区将达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。
0.35<M<2.25M⊙的恒星：它的主要特征是氦会点火而出现"氦闪光"。
2.25<M<4M⊙ 的恒星：氢熄火后氢能正常地燃烧，但熄火后，碳将达不到点火温度。这里的反应有：
在He反应初期,温度达到108K量级时，CNO循环产生的13C，17O能和4He发生新的(α,n)反应，形成16O和20Ne，在He反应进行了很长时间后，20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收两个4He形成的22Ne能发生(α,n)反应形成24Mg和25Mg等，这些反应作为能源并不重要，但发出的中子可进一步发生中子核反应。
4<M<8→10M⊙的恒星，这是一个情况不清楚的范围，或许碳不能点火，或许出现"碳闪光"，或许能正常地燃烧，因为这是最后的中心温度已较高，一些较敏感的因素，如：中微子的能量损失把情况弄得模糊了。
He反应结束后，当中心温度达到109K时，开始发生C,O,Ne 燃烧反应，这主要是C-C反应，O-O反应，以及20Ne的γ，α反应：
8→10M⊙<M的恒星：氢、氦、碳、氧、氖、硅都能逐级正常燃烧。最后在中心形成一个不能在释放能量的核心区，核心区外面是各种能燃烧而未烧尽的氢元素壳层。核燃烧阶段结束时，整个恒星呈现由内至外分层（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）结构。
4.恒星的终局
现在我们已经知道，对质量小于8→10M⊙的恒星，它会因不能到达下一级和点火温度而结束它的核燃烧阶段；对于质量更大的恒星，它将在核心区耗尽燃料之后结束它的核燃烧阶段，在这以后，恒星的最终归宿是什么?
一旦停止了核燃烧，恒星必定要发生引力收缩，这是因为恒星内部维持力学平衡的压力是与它的温度相联系的。因此，如果恒星在一?quot;最终"的平衡位形，它必须是一个"冷的"平衡位形，即它的压力与它的温度无关。
主序星核心H耗尽后，离开主序是阶段开始了它最后的历程。结局主要取决于质量。对于质量很小的星体由于质量小，物体内部的自引力并不重要，固体内部的平衡是正负离子间的净库仑引力于电子间的压力来达到平衡的。
当星体质量在大些，直到自引力不可忽略时，这时自引力加大了内部的密度和压力，压力的加大是物质发生压力电离，从而逐渐是固体的电约束瓦解，而过渡为等离子气体。加大质量，即加大密度，此时压力于温度无关，从而达到一种"冷的"平衡位形，等离子体内电子的动能一大足以在物质内部引起β衰变:
这里p是原子核中的质子，这样的反应大致在密度达到108 g.cm-3的时候，它将逐渐地是负离子体中的原子核变为富中子核，原子核中出现过多的中子，导致核结构松散，当密度超过4×1011g.cm-3是中子开始从原子核中分力出来，成为自由中子，自引力于中子间压力达到平衡。如果当质量变大使中子气体间压力已不能抵御物质自引力，而形成黑洞，但由于大多数恒星演化后阶段使得质量小于它的初始质量，例如恒星风，"氦闪光"，超新星爆发等，它们会是恒星丢失一个很大的百分比质量，因此，恒星的终局并不是可以凭它的初始质量来判断的，它实际上取决于演化的进程。那么我们可以得出这样的结论。8→10M⊙以下的恒星最终间抛掉它的一部分或大部分质量而变成一个白矮星。8→10M⊙以上的恒星最终将通过星核的引力塌缩而变成中子星或黑洞。
5.结尾
现在观测到的恒星质量范围为0.1→60M⊙质量小于0.08M⊙的天体不能达到点火温度。因此，不发光，不能成为恒星。质量大于60M⊙的天体中心温度过高而不稳定，至今尚未发现。
通过讨论我们大体可以了解到恒星的演化进程，主要经历：气体云→塌缩阶段→主序星阶段→主序后阶段→终局阶段。这对我们进一步了解恒星的演化有很重要的意义。
在地球上遥望夜空，宇宙是恒星的世界。
恒星在宇宙中的分布是不均匀的。从诞生的那天起，它们就聚集成群，交映成辉，组成双星、星团、星系……
恒星是在熊熊燃烧着的星球。一般来说，恒星的体积和质量都比较大。只是由于距离地球太遥远的缘故，星光才显得那么微弱。
古代的天文学家认为恒星在星空的位置是固定的，所以给它起名“恒星”，意思是“永恒不变的星”。可是我们今天知道它们在不停地高速运动着，比如太阳就带着整个太阳系在绕银河系的中心运动。但别的恒星离我们实在太远了，以至我们难以觉察到它们位置的变动。
恒星发光的能力有强有弱。天文学上用“光度”来表示它。所谓“光度”，就是指从恒星表面以光的形式辐射出的功率。恒星表面的温度也有高有低。一般说来，恒星表面的温度越低，它的光越偏红；温度越高，光则越偏蓝。而表面温度越高，表面积越大，光度就越大。从恒星的颜色和光度，科学家能提取出许多有用信息来。
历史上，天文学家赫茨普龙和哲学家罗素首先提出恒星分类与颜色和光度间的关系，建立了被称为“赫-罗图的”恒星演化关系，揭示了恒星演化的秘密。“赫-罗图”中，从左上方的高温和强光度区到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星密集区，我们的太阳也在其中；这一序列被称为主星序，90%以上的恒星都集中于主星序内。在主星序区之上是巨星和超巨星区；左下为白矮星区。
恒星诞生于太空中的星际尘埃(科学家形象地称之为“星云”或者“星际云”)。
恒星的“青年时代”是一生中最长的黄金阶段——主星序阶段，这一阶段占据了它整个寿命的90%。在这段时间，恒星以几乎不变的恒定光度发光发热，照亮周围的宇宙空间。
在此以后，恒星将变得动荡不安，变成一颗红巨星；然后，红巨星将在爆发中完成它的全部使命，把自己的大部分物质抛射回太空中，留下的残骸，也许是白矮星，也许是中子星，甚至黑洞……
就这样，恒星来之于星云，又归之于星云，走完它辉煌的一生。
绚丽的繁星，将永远是夜空中最美丽的一道景致。
❼ 一天中各个时间段太阳在哪
不同的地点（经度不同导致地方时和北京时间的偏差，不同的纬度），不同的日期（太阳赤纬的变化，和纬度共同作用导致太阳位置的变化；真太阳时和平太阳时的差距导致地方时的偏差）太阳的方位角都会不同，从而导致结果的不同。
如果查到某地点在某日期某时间段的太阳方位，换到另一个地点很可能会天差地别。如果一定要一个大概的答案，只能给出如下答案：
清晨：偏西方向；上午：西北方向；正午：偏北方向；下午：东北方向；黄昏：偏西方向。
❽ 一天分为几个时间段
【子时】夜半，又名子夜、中夜：十二时辰的第一个时辰。（北京时间23时至01时）。
【丑时】鸡鸣，又名荒鸡：十二时辰的第二个时辰。（北京时间01时至03时）。
【寅时】平旦，又称黎明、早晨、日旦等：时是夜与日的交替之际。（北京时间03时至05时）。
【卯时】日出，又名日始、破晓、旭日等：指太阳刚刚露脸，冉冉初升的那段时间。（北京时间05时至07时）。
【辰时】食时，又名早食等：古人“朝食”之时也就是吃早饭时间，（北京时间07时至09时）。
【巳时】隅中，又名日禺等：临近中午的时候称为隅中。（北京时间09 时至11时）。
【午时】日中，又名日正、中午等：（北京时间11时至13时）。
【未时】日昳，又名日跌、日央等：太阳偏西为日跌。（北京时间13时至15时）。
【申时】哺时，又名日铺、夕食等：（北京时间15食至17时）。
【酉时】日入，又名日落、日沉、傍晚：意为太阳落山的时候。（北京时间17是至19时）。
【戌时】黄昏，又名日夕、日暮、日晚等：此时太阳已经落山，天将黑未黑。天地昏黄，万物朦胧，故称黄昏。（北京时间19时至21时）。
【亥时】人定，又名定昏等：此时夜色已深，人们也已经停止活动，安歇睡眠了。人定也就是人静。（北京时间21时至23时）。
❾ 太阳升起的过程分为哪三个阶段
快出来了，出来了，出完了
❿ 太阳每个时段的叫法。形容词
【子时】夜半，又名子夜、中夜：十二时辰的第一个时辰。（北京时间23时至01时）。
【丑时】鸡鸣，又名荒鸡：十二时辰的第二个时辰。（北京时间01时至03时）。
【寅时】平旦，又称黎明、早晨、日旦等：时是夜与日的交替之际。（北京时间03时至05时）。
【卯时】日出，又名日始、破晓、旭日等：指太阳刚刚露脸，冉冉初升的那段时间。（北京时间05时至07时）。
【辰时】食时，又名早食等：古人“朝食”之时也就是吃早饭时间，（北京时间07时至09时）。
【巳时】隅中，又名日禺等：临近中午的时候称为隅中。（北京时间09 时至11时）。
【午时】日中，又名日正、中午等：（北京时间11时至13时）。
【未时】日昳，又名日跌、日央等：太阳偏西为日跌。（北京时间13时至15时）。
【申时】哺时，又名日铺、夕食等：（北京时间15食至17时）。
【酉时】日入，又名日落、日沉、傍晚：意为太阳落山的时候。（北京时间17是至19时）。
【戌时】黄昏，又名日夕、日暮、日晚等：此时太阳已经落山，天将黑未黑。天地昏黄，万物朦胧，故称黄昏。（北京时间19时至21时）。
【亥时】人定，又名定昏等：此时夜色已深，人们也已经停止活动，安歇睡眠了。人定也就是人静。（北京时间21时至23时）。