メインシーケンス：
* 高温： メインシーケンスの星は、コアの水素をヘリウムに融合することです。この融合プロセスは、途方もないエネルギーと熱を生成し、表面温度が高くなります（通常は3,000〜50,000ケルビン）。
* 安定した温度： 星は、このフェーズ中に比較的安定した温度を維持します。これは、融合からの外向きの圧力が重力からの内向きの圧力のバランスをとるためです。
赤い巨人：
* コア温度の低下： 星がコアで水素を排出すると、融合は停止します。重力はコアの崩壊を開始し、密度と温度を上げます。これにより、コアの周りのシェルで水素融合がトリガーされます。
* 拡張と冷却： シェルフュージョンからのエネルギーにより、星の外層が大幅に拡大し、赤い巨人になります。 外層が拡大すると、冷却され、表面温度が低くなります（約2,500〜5,000ケルビン）。
* コア温度の上昇： 冷却面にもかかわらず、赤い巨人のコア温度は、収縮を続けているため、大幅に増加し続けます。
白いwar星：
* 冷却： 白い小人は、赤い巨人の残りのコアです。主に炭素と酸素で構成されています。 それ以上の融合は発生しないため、白い小人は単に残留熱を放射し、その表面温度が数十億年にわたって徐々に低下します。
* 温度範囲： 白いd星の温度は、年齢と初期質量に応じて、数万のケルビンから数千のケルビンまでの範囲です。
キーポイント：
* 温度はサイズに反比例します： 赤い巨大段階で星が拡大すると、その表面温度が低下します。
* コア温度対表面温度： 赤い巨大段階では星の表面温度が冷えますが、そのコア温度は実際に増加します。
* 白いドワーフクールダウン： 白い小人は、新しい熱を生成せず、時間の経過とともに冷却し、最終的には黒いd星（可視光を発しなくなった理論的なオブジェクト）になります。
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