コア：
* 重い要素： 死にかけている星の核は、もはや水素をヘリウムに融合していません。代わりに、それは以前の融合反応の灰で満たされています。主にヘリウム、炭素、酸素、ネオン、マグネシウム、シリコン、さらには鉄でさえあります。
* 縮退物質： コアは信じられないほど密度が高く、電子が非常にしっかりと詰まっているため、退化するようになります - さらに圧縮できない状態です。これにより、巨大な外向きの圧力が発生し、コアが完全に崩壊するのを防ぎます。
* 可能な融合： 星の塊によっては、いくつかの重い要素が依然としてコアに融合している可能性があります。たとえば、より大きな星では、炭素融合が発生する可能性があり、酸素、ネオン、マグネシウムなどの重い元素が形成されます。
外層：
* シェルの拡大： コアが崩壊すると、星の外層が大幅に拡大し、赤い巨人になります （小さな星の場合）または supergiant （より大きな星のために）。
* 元素混合： 崩壊するコアからの強い熱と圧力は、外層の要素を混合します。これは、惑星星雲の形成につながります 排出された材料が死にかけている星の周りにカラフルな雲を形成する小さな星で。
* 恒星風： 星が拡大すると、強力な恒星の風を通して質量が失われます。この風は、星の外側の層のかなりの部分を運び去り、密集した残骸を残します。
remnant：
* 白いd星： 私たちの太陽のような星の場合、レムナントは白い小人です - 主に炭素と酸素で構成される密、高温、非常に小さな物体。
* 中性子星： 私たちの太陽よりもはるかに大きい星では、コアはさらに崩壊し、中性子星を形成します - 陽子と電子が結合して中性子を形成する小さなが非常に密な物体。
* ブラックホール： 最も巨大な星、私たちの太陽の質量の20〜30倍を超える星は、自分の重力の下で崩壊してブラックホール - 光さえも重力の引っ張りを逃れることができるほど密度の高いオブジェクト。
重要なメモ：
*死にかけている星の正確な構成と運命は、その初期質量に依存します。
*星の死のプロセスには、星の大きさに応じて、数百万または数十億年かかることがあります。
*死にかけている星、特に鉄よりも重い星によって排出された要素は、星間媒体の濃縮に貢献し、将来の星や惑星システムの構成要素を提供します。
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