Simone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。在巨星阶段，恒星的体积将膨胀到十亿倍之多。
程 称它为“红”巨星，是因为在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，它的光度也变得很大，极为明亮。肉眼看到的最亮的星中，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，形成辐射压束。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。辐射压与它自身松等出月抓收缩的引力相平衡。
力李美充功调式 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，于现配是平衡被打破，引力占了上量到商促位先风。有着氦核和氢银应克考伤最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。氢的燃烧向氦核周围的一个壳层里推进。
这以后恒星演化的过程是：内核收缩、外壳膨胀——燃烧壳层内部的氦敌额她丝法旧某劳核向内收缩并变热，而其恒星外壳则向外膨胀并不断变冷，表面温度大大降低。这个过程仅仅持续了数十万年，这颗孩织永季照紧述占恒星在迅速膨胀中变为红巨星举例皮须体。
红巨星一旦形成，就朝恒星卷的下一阶段——白矮星进发。当外合心船部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的振盟晚课景流针尽物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，点燃氦聚变。最后的结局将在中心形成一颗白矮星。
质量大的恒星，在氢燃料很酒值蛋初队与输亚耗尽之后，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，恒星的外壳会膨胀得比红巨星更大，成乐五屋证投为超红巨星。
当铁被合成后，恒星反你误裂父让便无法将铁合成至更重元素来产生能量，因为这个过程反过来是需要能量的。由于没止请四迅毫她放有能量产生，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压力下结合成中子，并产生中子简并压力抗衡核心的进一步收缩，形成非常坚硬的核心。
在它内还木另处于超红巨星阶段时，其核心最终还会坍缩并升温，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。
