1。星雲（出生）
* 始まり： 星は、ネブラスと呼ばれるガスとほこりの広大な雲の中で生まれています。
* 重力の役割： 重力により、これらの雲が崩壊し、材料が崩壊します。
* プロトスタル層： 雲が崩壊すると、中心はより密度が高くなり、プロトスタルを形成します。
* 核融合点火： プロトスタルのコアが臨界温度と圧力に達すると、核融合が始まり、水素原子がヘリウムに融合し、巨大なエネルギーが放出されます。これは星の誕生を示しています。
2。メインシーケンス（安定した若者）
* 水素燃焼： 星はメインシーケンスフェーズに入り、そこで水素をコアのヘリウムに融合し、輝くエネルギーを作成します。
* 安定した平衡： 融合からの外側の圧力は、内向きの重力のバランスをとり、安定した状態になります。
* 太陽の段階： 私たちの太陽は現在、主要なシーケンスフェーズにあり、何十億年もここに残ります。
3。赤い巨人（老化と拡張）
* 水素枯渇： コアの水素燃料が減少するにつれて、コア契約は熱くなります。
* シェル燃焼： 水素融合は、コアを取り巻くシェルに移動します。
* 拡張： 星の外層は劇的に拡大し、赤い巨人になります。
* クーラー温度： 星の表面が冷え、赤みがかった色を与えます。
4。ヘリウム燃焼およびそれ以降（後期）
* ヘリウム融合： 星が十分に大きい場合、コアはさらに熱くなり、ヘリウムが炭素や酸素などのより重い元素に融合します。
* 複数のシェル燃焼： 星は、異なる要素の複数のシェルが融合している段階に入ることができます。
* 不安定性と脈動： 星は不安定になり、脈動し、外層を脱落させます。
5。白いドワーフ（太陽のような星の最終段階）
* 惑星星雲： 星の外層が排出され、惑星星雲と呼ばれる美しい星雲が形成されます。
* 縮退コア： 主に炭素と酸素で構成される残りのコアは、密で熱い白い小人になります。
* 冷却： 白い小人は数十億年にわたってゆっくりと冷却され、最終的にはかすかな冷たい残骸に消えていきます。
6。超新星と中性子の星またはブラックホール（巨大な星の結末）
* 巨大な星： 私たちの太陽が異なる運命を持っているよりもかなり大きい星。それらは融合の複数の段階を経て、より重い要素を作成します。
* 超新星爆発： 大規模な星が燃料を使い果たすと、そのコアが崩壊し、超新星と呼ばれる壊滅的な爆発につながります。
* 中性子星またはブラックホール： 超新星の残りは、中性子星（中性子で構成される非常に密な物体）またはブラックホール（重力が非常に強いため、何も軽くない、逃げることができない時空の領域）のいずれかを置き去りにすることができます。
キーポイント
* 恒星質量： 星の質量は、ライフサイクルと究極の運命を決定する最も重要な要因です。
* 核融合： より軽い要素がより重い要素に融合する核融合のプロセスは、星を力にし、彼らにエネルギーを与えるものです。
* 寿命： 星が大きいほど、その寿命は短くなります。
* ヘビーエレメント作成： 星は、水素とヘリウムよりも重いすべての要素を作成する宇宙工場です。
* コスミックリサイクル： 星は、要素を宇宙に戻し、星間媒体を豊かにし、新しい星や惑星を形成するための材料を提供することで、人生を終わらせます。
