1。分子雲の崩壊：
* は巨大な分子雲（GMC）で始まります： これらは、星間ガスとほこりの広大で寒く、密な領域です。
* 重力不安定性： 雲内の小さな密度の変動は、自分の重力の下で崩壊し始めます。
* コア形成： 崩壊が続くと、崩壊する領域の核が加熱され、密度が高くなります。
2。プロトスタル層：
* 降着ディスク： 崩壊する材料は、中央コアの周りに回転するディスクを形成します。
* プロトスタル： 中央のコアはプロトスタルになり、周囲のディスクから材料がまだ付着している高温の明るいオブジェクトです。
* 流出： 強い恒星の風と材料の噴射は、しばしばプロトスタルの極から排出されます。
3。メインシーケンススター：
* 核融合点火： コアが温度と圧力に十分に高くなると、核融合が始まります。 水素原子はヘリウムに融合し、膨大な量のエネルギーを放出します。
* 静水圧平衡： 融合からの外向きの圧力は、重力の内側の圧力のバランスを取り、星を安定させます。
* メインシーケンス段階： 星はメインシーケンスに入り、生涯の大部分を費やし、水素をコアのヘリウムに燃やします。
4。サブジャイアントおよびレッドジャイアントステージ：
* 水素枯渇： 最終的に、コアの水素燃料は使い果たされます。
* コア収縮とシェル燃焼： コア契約は、熱を加熱し、コアを囲むシェルで水素を融合させます。
* 拡張と冷却： 星は膨張して冷却し、赤い巨人になります。
5。ヘリウムフラッシュ：
* ヘリウムイグニッション： コアは、臨界温度と圧力に達するまで収縮し、熱を加熱し続け、ヘリウム融合に火をつけます。
* ヘリウムフラッシュ： 融合プロセスは突然かつ激しく始まり、膨大な量のエネルギーを放出しますが、フラッシュは比較的短命です。
6。水平枝と漸近の巨大枝：
* ヘリウム燃焼： 星はヘリウム燃焼の段階に入り、ヘリウムを炭素と酸素に融合します。
* 水平分岐： これは比較的短命の段階です。
* 漸近巨大枝（AGB）： 星は再び膨張し、AGB相に入り、ヘリウム燃焼コアの周りのシェルで水素を燃やします。
7。惑星星雲と白い小人：
* AGBフェーズの終了： 星は最終的にその外層を宇宙に排出し、惑星の星雲を形成します。
* 白いd星： 残りのコアは、密集した熱い白い小人に崩壊します。これは、太陽のような星の進化の最終段階です。
注： これは一般的な概要ですが、各段階の特定の詳細は、星の正確な質量によってわずかに異なる場合があります。
