1。水素融合：
*私たちの太陽のような主なシーケンススターは、生涯の大半をコアのヘリウムに融合させます。このプロセスは、星を安定させ、重力の内向きの力のバランスをとる外側の圧力を生成します。
2。水素枯渇：
*コアの水素燃料が消費されると、重力のために縮小し始めます。この縮小により、コアの温度と密度が向上します。
3。ヘリウムの蓄積：
*コアは主にヘリウムになり、これは水素よりも融合が効率的ではありません。
4。シェル燃焼：
*コア温度の上昇は、ヘリウムコアを囲むシェルの水素融合に点火します。これにより、星が拡大し、赤い巨人になります。
5。ヘリウム融合：
*星が拡大すると、その外層が涼しくなり、星が赤くなります。最終的に、コアはヘリウム融合を開始し、炭素と酸素を生成するのに十分な高温で密集します。
6。不安定性と恒星の進化：
*ヘリウム融合は水素融合よりもはるかに迅速で暴力的であり、星を不安定にします。その外層は排出され、惑星の星雲を形成します。
7。白い小人：
*主に炭素と酸素で構成されている残りのコアは、白い小人と呼ばれる密集した熱いオブジェクトです。白い小人は数十億年にわたってゆっくりと冷却され、最終的には黒い小人になります。
異なる星の終わり：
* 低質量星（私たちの太陽のような）： 彼らは赤い巨人、次に惑星の星雲、そして最後に白い小人に進化します。
* 中mass星： 彼らは同様のプロセスを経験しますが、より複雑な融合サイクルを経験し、最終的に超新星になります。
* 高質量星： それらは急速に進化し、しばしば壮大な超新星の爆発で終わり、中性子の星やブラックホールを残します。
キーテイクアウト： メインシーケンススターの寿命の終わりは、水素燃料の枯渇とそのコアのその後の変化によって促進され、一連の複雑な進化段階につながります。
