低質量星（私たちの太陽のような）
1。水素燃焼： 星は、水素をコアのヘリウムに融合させ、エネルギーを放出することから始まります。これは星の人生の最長段階です。
2。赤い巨大相： 水素がコアでなくなると、コア契約が激しくなります。 これにより、外層が加熱され、膨張して冷却され、星が赤い巨人になります。 星は、コアを囲むシェルでヘリウムを炭素に融合し始めます。
3。ヘリウムフラッシュ： コアでは、ヘリウムフュージョンが爆発的に点火し、「ヘリウムフラッシュ」と呼ばれます。 これは、多くのエネルギーをリリースしますが、星の構造を混乱させない短命のイベントです。
4。水平分岐： フラッシュの後、星は水平枝に落ち着き、ヘリウムをコアの炭素に融合し続けます。
5。漸近大型枝（AGB）： ヘリウムがコアで走ると、星は再び膨張し、さらに大きくなり、コアの周りのシェルで炭素と酸素を融合し始めます。
6。惑星星雲： 外層が排出されると、星は惑星星雲と呼ばれるガスの輝く殻に囲まれた白いd星になります。
中mass星（私たちの太陽よりもわずかに大きい）
このプロセスは低質量星に似ていますが、いくつかの重要な違いがあります。
1。その他の燃料： ミディアムマスの星はより多くの燃料を持っているので、彼らは長生きします。
2。炭素融合： 彼らは、炭素を酸素、ネオン、マグネシウムなどの重い要素に融合させることができます。
3。ヘリウムフラッシュなし： ヘリウムイグニッションは、低質量星よりも緩やかです。
4。複数のシェル： 異なる融合プロセスが発生する複数の層を持つことができます。
5。超新星または白いdwar星： ミディアムマススターは、最終的にコアの要素の融合を止めます。彼らは、外層を脱ぎ、白い小人になるか、バイナリシステムにいてコンパニオンスターからの付着質量の場合、タイプIA超新星を受けることができます。
重要な違い
* 質量が重要です： 星の質量は、その寿命と究極の運命を決定します。
* 最終状態： 低質量の星は白いd星として終わり、ミディアムマスの星は白い小人になるか、超新星を受けることができます。
* 鉄を超えた融合なし： 星は、リリースよりも多くのエネルギーを必要とするため、鉄をより重い要素に融合することはできません。これは、超新星を引き起こすコア崩壊につながります。
重要なメモ
*これらは単純化された説明です。実際のプロセスははるかに複雑であり、恒星回転、磁場、バイナリ相互作用など、さまざまな要因が含まれます。
*恒星の進化の理解は、新しい観察と理論モデルによって常に洗練されています。
