メインシーケンス：
* 水素融合： これらの星は、私たちの太陽のように、彼らの生涯の大半を彼らのコアでヘリウムに融合させます。
* 長寿命： 彼らは、より高い質量により燃料が多く、融合速度が遅いため、私たちの太陽よりも長生きします。
赤い巨大フェーズ：
* ヘリウム融合： 水素がコアでなくなると、星はそれ自体の重力の下で崩壊し始めます。これにより、コアの温度と圧力が向上し、ヘリウム融合が開始されます。
* 拡張： 星は劇的に膨らみ、赤い巨人になります。
さらなる進化：
* 炭素融合： ヘリウム融合の後、星のコアはほとんど炭素になります。この質量の一部の星は、一時的に炭素をより重い要素に融合するかもしれませんが、このプロセスは不安定です。
* シェル燃焼： 融合は、コアの周りのシェルで続き、さまざまな要素が連続して融合しています。
惑星星雲と白星：
* 不安定性と排出： 最終的に、星の外層は空間に排出され、美しい惑星の星雲を形成します。
* 白いd星： 現在、主に炭素と酸素で構成されている残りのコアは、冷却して密集した白い小人に収縮します。 これは、この質量範囲の星の進化の最終段階です。
キーポイント：
* no supernova： 0.8〜8の太陽質量の質量を持つ星は、超新星の爆発を経験しません。
* 中性子星やブラックホールはありません： 中性子星やブラックホールを形成するには小さすぎます。
* 白いドワーフの長寿： 白い小人は数十億年にわたって非常にゆっくりと冷却され、最終的には黒い小人になります。
重要な注意： これは、恒星の進化の単純化された説明です。正確なプロセスとタイムラインは、星の初期構成やその他の要因によって異なります。
