1。 星雲：
* 始まり： 星は、星雲と呼ばれるガスとほこりの大量の雲の中で生活を始めます。これらの雲は、主に水素とヘリウムで構成されており、他の要素が微量しています。
* 重力の役割： 時間が経つにつれて、重力は星雲内の密度の高い領域を崩壊させます。材料が内側に落ちると、摩擦のために熱くなります。
2。 プロトスタル：
* 核融合しきい値： 崩壊する雲は最終的にはプロトスタルになり、収縮を続けている熱い、密なガスの球体になります。コアの温度は劇的に上昇します。
* イグニッション： コア温度が約1,000万ケルビンに達すると、核融合が点火します。これは、水素原子が融合してヘリウムを形成し、膨大な量のエネルギーを放出するプロセスです。
3。 メインシーケンススター：
* 安定性： 核融合によって生成されるエネルギーは、外向きの圧力を提供し、重力の内向きの力のバランスをとります。これにより、生涯のほとんどをメインシーケンスに費やす安定した星が作成されます。
* 燃料消費： メインシーケンスでの星の時間は質量に依存します。 より大きく、より大きな星は、水素燃料をより速く燃やし、寿命が短くなります。
4。 赤い巨人（または超巨人）：
* 水素枯渇： コアの水素が使い果たされると、星は膨張して冷却し始めます。 外層はかなり膨張し、星は赤い巨人または超巨人になります（より大きな星の場合）。
* ヘリウム融合： コアはさらに契約し、さらに熱くなり、最終的にヘリウム融合に点火し、ヘリウム核が融合して炭素と酸素を形成します。
5。 後期段階（質量によって異なる）：
* 低質量星：
* 惑星星雲： 最終的に、低質量星の外層が追放され、惑星星雲と呼ばれる美しく輝く殻を形成します。
* 白いd星： 残りのコア、現在は炭素と酸素の密なボールが白い小人になります。 白い小人はゆっくりと涼しく、数十億年以上にわたってフェードします。
* 中mass星：
* 超新星： これらの星は、超新星と呼ばれる激しい爆発を経験します。強い熱と圧力は、さらなる核融合を引き起こし、より重い要素を生み出すことができます。
* 中性子星： ミディアムマスの星の核は、中性子で構成される信じられないほど濃い物体である中性子星に崩壊する可能性があります。
* 高質量星：
* 超新星： ミディアムマスの星と同様に、これらの星は超新星として爆発します。
* ブラックホール： コアが十分に大きい場合、さらに崩壊し、重力が非常に強い時空領域であるブラックホールを形成し、光でさえ逃げられません。
キーポイント：
* 恒星質量が進化を決定します： 星の質量は、ライフサイクルに影響を与える最も重要な要因です。 より大きな星はより短いが、より劇的な寿命を持っています。
* 核融合は駆動力です： 核融合は、星を駆使し、それらの進化を決定するプロセスです。
* 恒星進化は連続的なプロセスです： 星は静的オブジェクトではありません。それらは時間の経過とともに進化し、サイズ、温度、および組成に大きな変化を遂げます。
* 星は宇宙を豊かにします： 星が進化するにつれて、彼らはより重い要素を宇宙に放出します。それは惑星や生命の形成に不可欠です。
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