红巨星和超红巨星的区别是什么?

红巨星和超红巨星的区别是什么?

问题补充说明：如题 比较详细点的

当一颗恒星度过它漫长的青壮年期——主序星阶段，步入老年期时，它将首先变为一颗红巨星。

　　称它为“巨星”，是突出它的体积巨大。在巨星阶模段，恒星的体积将膨胀到十亿倍之多。

　　称它为“红”巨星，是因为在棉这恒星迅速膨胀的同时，它的外表面离中心越来越远，所以温度将随之而降低，发出的光也就越满承陈阶专来越偏红。不过，虽然温度降低了一些，可红巨星的体积是如此之大，它序控的光度也变得很大，极为明亮。肉眼看剂的倒到的最亮的星中，许多都是红巨星。

恒星依靠其内部的热核聚变而熊熊燃烧着。核聚变的结果，是把每四个氢原子核结合成一个氦原子核，并释放出大量的原子能，形成辐射压。处于主星序阶段的恒星，核聚变主要在它的中心（核心）部分发生。辐射压与它自身收缩的引力相平衡。

　　氢的燃烧消耗极快，中心形成氦核并且不断增大。随着时间的延长，氦核周围的氢越来越少，中心核产生的能量已经不足以维持其辐射，于是平衡被打破，引力占了上风。有着氦核和氢外壳的恒星在引力作用下收缩，使其密度、压强和温度都升高。氢的燃烧向氦呢曲定边孔精核周围的一个壳层里推进力群。

　　这以后恒星演化的过程是：内核收缩、外壳膨胀——燃烧壳层内部的氦核向内收缩并变热，而其恒星外壳则向外膨胀并不义指即断变冷，表面温度大适圆根续导设放况掌大降低。这个过程仅仅持续了数十万年，这颗恒星在迅速膨胀中变为红巨星。

　　红巨星一旦形成，就朝吃房土取航鸡铁管恒星的下一阶段——白矮星进发。当外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，点燃曾较测五洋状氦聚变。最后的结局将在中心形成一颗白矮星。

质量大的恒星，在氢燃料耗尽之后，不但能将氦合成氧，将核心的氧转化为碳，其核心温度甚至高得足以将碳合成更重的元素例如硅，直至合成铁。

由于核心产生高热说丝停银晶新征半，恒星的外壳会膨胀得比红巨星更大，成为超红巨星。

当铁被合成后，恒星便无法将铁合成至更重元素来产生能量，斯几胡探等急除因为这个过程反过来是需要能量的。由于没有能量产生，核心将会因引力而塌缩，密度亦越来越高，核心的质子与电子在巨大组民费娘盟念走压力下结合成中子布巴触席孔色识费酸，并产生中子简并压力抗衡核心的进一步收缩，形成部田纸并固现条岩到非常坚硬的核心。

在它处于超红巨星阶段时，其核心最终还请密刑会坍缩并升温，并引发新一轮的核聚变，发生一系列由较轻元素聚变为较西重元素的核反应。内部的核燃烧将按下面的顺序逐一进行：

大约2×108K，氦聚变为碳

大约在109K，碳被点燃，在一系列核反应中生成O16，Ne20，Na23，Mg24，Si28等元素，继氧核反应熄火后，硅镁等陆续燃烧，直到其中心区生成大量的铁、镍等元素为止。

最大质量的恒星，一般都能完成上述全过程。一般的恒星，核聚变能够进行到在哪一级，主要取决于其质量的大小。我们的太阳只能发生两级核反应，就会进入衰亡阶段，变成白矮星。在多级核反应过程中，会出现一些不稳定期，使恒星出现周期性的膨胀和收缩、变热和变冷，这样的恒星被称为“造父变星”，造父变星在我们银河系中就有。

在热核反应之后，恒星主要能生成哪类元素，与其质量的大小密切相关。若恒星的质量不够大，核反应只能进行到某个阶段中止，直接进入灭亡状态。不同质量的恒星，其核反应的最终结局大体如下：

质量小于0.08个太阳——氢不能点火，将不能进行任何核反应，例如木星。

质量在0.08—0.35个太阳之间——氢能点火，但点不着氦的核反应，氢熄火后即结束核燃烧阶段。

质量在0.35—约4个太阳之间——氢熄火后氦能正常点燃，但氦熄火后碳却不能点燃，例如太阳。

质量在大约4—10个太阳之间——核反应的情况不十分清楚。

质量大于10个太阳——氢、氦、碳、氧、氖、硅等都能逐级点燃，最后在中心形成铁核，中心之外则是各种未烧尽的轻元素（Si、Mg、Ne、O、C、He、H）组成的壳层结构。看来，我们的地球就是这类大恒星残骸爆发后的碎片形成的。

核心外围的物质仍然在急剧塌缩，并与坚硬的核心相撞，产生强大的冲击波，将恒星的外壳于短时间内炸毁，称为II形超新星。在这一瞬间，比铁更重的元素会在此时合成，爆炸所产生的光度有时比整个星系所有恒星光度的总和更亮。

超新星爆炸后，恒星可有三种不同的结局:

如果爆炸后残余的核心的质量少于太阳质量的1.4倍，核心会演化为白矮星。

爆炸后残余的核心，假如其质量介乎太阳质量的1.4至3倍，中子简并压力便能抗衡恒星的收缩，形成稳定的中子星。

但当残余核心的质量大于太阳质量的三倍，中子简并压力也无法抗衡恒星的收缩，并且再没有任何力量可以阻止恒星的塌缩，形成黑洞。