Фигня, латиница отлично подходит для представления русского, как и прочих славянских языков! Во всяком случае, не хуже, чем кириллица. Вот пример (скопипастил из педивикии, текст на чешском, который фонетически от русского почти не отличается):

Hvězdy velmi malých a malých hmotností (do 1,4 MS)
Hvězda o hmotnost M = 1 MS
Hvězda o hmotnost M = 1 MS

V bodě 1 se v mezihvězdném zárodečném mračnu začíná tvořit hvězda (často se rodí více hvězd a vznikají tak dvojhvězdy či dokonce hvězdokupy). Tato fáze trvá nejvýše několik set milionů let.

Nabýváním hmoty z ze zárodečného mračna dochází ke gravitačnímu smršťování, které zvyšuje teplotu protohvězdy. Díky tomu se zažehnou jaderné reakce a protohvězda se stává hvězdou. K této proměně dochází na tzv. Hyashiho linii (bod 2). Ovšem z důvodu pomalého pohybu fotonu od středu hvězdy k povrchu se první záření dostane ven až za několik milionů let. V té době se „odfoukne“ většina zbylého zárodečného oblaku, z kterého se za několik set milionů let mohou vytvořit planety.

Ve hvězdě se postupně vyrovnává tlak plynu a gravitace a sestupuje na hlavní posloupnost (bod 3). Stabilní hvězda na hlavní posloupnosti stráví většinu svého aktivního života. Zářivý výkon hvězdy je úměrný třetí mocnině hmotnosti – to znamená, že čím je hvězda hmotnější, tím rychleji spaluje svou hmotu a její život je kratší.

V této fázi se nalézá i naše Slunce, které zde setrvá ještě přibližně 10 miliard let.

Když hvězda spálí veškeré své zásoby jaderného paliva (vodík), začne se vlivem vlastní gravitace hroutit, což zapříčiní další zvýšení teploty. Zahříváním se v jádru opět zažehnou jaderné reakce a začne se spalovat helium. Hvězda se tím opět rozepne a zchladne (bod 4). Větší povrch však převáží úbytek teploty a hvězda záři s mnohem větší intenzitou – zářivý výkon v tomto období hvězdy je úměrný čtvrté mocnině hmotnosti. V této době je hvězda o hmotnosti 1 MS stará přibližně 10 miliard let a dalších asi 5 miliard let v této fázi zůstane.

Po vyčerpání veškerého helia už ve hvězdě nemohou pro její nízkou hmotnost začít další jaderné reakce a hvězda se začne gravitačně smršťovat. Hvězda odhodí svou atmosféru a dojde ke gravitačnímu zhroucení do tzv. bílého trpaslíka (bod 5).

Tím, že se všechna hmota hvězdy zhroutí do průměru maximálně jen několika tisíc kilometrů, se zvýší hustota a teplota a bílý trpaslík proto září i bez průběhu jaderných reakcí.

Bílý trpaslík chladne velice pomalu, a proto hvězdy v tomto stavu setrvávají beze změn biliony let.

Poznámka:

* MS je hmotnost Slunce
* Příklad je uveden pro hvězdu o hmotnosti našeho Slunce