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白色矮星（はくしょくわいせい、英: white dwarf）は、大部分が電子が縮退した物質によって構成されている恒星の残骸であり（縮退星）、恒星が進化の終末期にとりうる形態の一つである。白色矮星は非常に高密度であり、その質量は太陽と同程度であるにもかかわらず、体積は地球と同程度しかない。白色矮星の低
黒色矮星（こくしょくわいせい、英語: black dwarf）とは、仮説上の天体の一種で、白色矮星が冷えて電磁波による観測が不可能となった天体である。質量が太陽の8倍程度以下の恒星が最終的に行き着く先として想定されている。白色矮星が冷えて黒色矮星になるために必要な時間は、宇宙年齢よりも長いと考えら
Tauri型星 Herbig Ae/Be型星 褐色矮星 準褐色矮星 白色 矮星 赤 色 矮 星 準矮星 B 主系列星 O B A F G K 準巨星 巨星 バリウム星 赤色 巨星 青色 巨星 輝巨星 超巨星 赤色 超巨星 LBV WR型星 極超巨星 絶 対 等 級 褐色矮星 (かっしょくわいせい、英: brown
宙の年齢を加味すると、この宇宙には、まだ青色矮星の段階に至った赤色矮星は存在しないと考えられる。青色矮星の存在は、あくまで理論モデルに基づいて予測された、理論上の形態に過ぎない。 恒星は年齢と共に光度が増大し、平衡を保つために、より多いエネルギー放出を要するようになる。赤色矮星よりも明るい恒星では大
半径や絶対等級の小さい恒星。 ヘルツシュプルング-ラッセル図上では， 巨星の下の方に位置する。
Tauri型星 Herbig Ae/Be型星 褐色矮星 準褐色矮星 白色 矮星 赤 色 矮 星 準矮星 B 主系列星 O B A F G K 準巨星 巨星 バリウム星 赤色 巨星 青色 巨星 輝巨星 超巨星 赤色 超巨星 LBV WR型星 極超巨星 絶 対 等 級 準褐色矮星（じゅんかっしょくわいせい、Sub-brown
地球の公転軌道半径から火星のそれに相当する。肉眼で観察すると赤く見えることから、「赤色」巨星と呼ばれる。厳密には「赤色巨星」と「漸近巨星分枝星」と二つの進化段階に分かれている。赤色巨星という言葉は時によって、狭義の赤色巨星のみを指す場合と、漸近巨星分枝星も含めた広義を指す場合とがある。
準矮星のうちスペクトル型OやBの星に見られるものはextreme horizontal branch star (EHBS)とも呼ばれる。赤色巨星の中心核でヘリウムの核融合が始まる前に外層の水素が失われると準矮星になると考えられている。通常はこのタイミングで外層の散逸が起きることはないが、連星の
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