1。重力崩壊： 星は、星間空間で巨大な分子雲として生活を始めます。雲が十分に密になると、重力崩壊を起こし、原始剤を形成します。
2。プロトスタル層： プロトスタルが崩壊すると、熱くなり、そのコアの温度と圧力が上がります。温度と圧力が臨界値に達すると、核融合反応がコアから始まります。この時点で、プロトスタルはメインシーケンススターになります。
3。コア水素燃焼： メインシーケンスフェーズでは、星はコアの水素をヘリウムに融合します。核融合によって放出されるエネルギーは重力に対抗し、星の構造のバランスをとり、それ自体の重力の下で崩壊するのを防ぎます。
4。メインシーケンス寿命： メインシーケンスでの星の寿命の期間は、その質量に依存します。より大きな星は、水素燃料をより急速に燃やすため、メインシーケンスの寿命が短くなります。低質量星は、メインシーケンスの寿命が長く、数十億年間この段階にとどまることができます。
5。光度と色の進化： 星がメインシーケンスに沿って進化するにつれて、それらの光度と色が変化します。より大きな星はより明るく、青い色を持っていますが、それほど大きな星は明るくなく、赤い色を持っています。
6。漸進的なコア崩壊： 星がコアで水素を融合し続けるにつれて、コアは契約し、より熱くなります。コアの温度と密度の上昇は、最終的に星の内部構造とエネルギー生産の変化につながります。
7。コア水素の疲労： 最終的に、星はコアの水素燃料を使い果たします。コアの水素が枯渇すると、星は現在の構造を維持することができなくなり、メインシーケンスから進化し始めます。
8。次の段階への移行： メインシーケンスを離れた後、星は質量に応じて異なる進化段階に入ります。大規模な星は超巨人になり、最終的には超新星として爆発しますが、それほど大きな星は赤い巨人になり、その後白い小人に進化します。
メインシーケンスに沿った星の進化は、恒星の天文学の重要な部分であり、星のライフサイクルと宇宙への影響に関する洞察を提供します。
