逃逸速度是将物体由重力场移动至无穷远的距离所需要的速度，是测量重力的一项指标。一颗中子星的逃逸速度大约在10，000至150，000公里/秒之间，也就是可以达到光速的一半。换言之，物体落至中子星表面的最大速度将达到150，000公里/秒。更具体的说明，如果一个普通体重（70公斤）的人遇到了中子星，他撞击到中子星表面的能量将相当于二亿吨核爆的威力（四倍于全球最巨大的核弹大沙皇的威力），当然这仅仅是假设，真要是这样的话，这个人在越来越接近中子星的时候，会被强大的潮汐力扯碎。
和其他恒星一样，在主序时期，氢会结合成氦，但红超巨星的寿命更短。一颗倍太阳质量的恒星的核心将在一千万年中用尽它的氢元素。由于巨大的质量，其核心处的温度及密度足够高使氦结合成碳并且同时形成氢燃烧壳层。氦核心可以稳定的燃烧，因为恒星的引力足够大从而可以去控制它。因为热量由核心产生，所以恒星的外部会膨胀的比红巨星还大，就形成了红超巨星(red supergiant).
濒临死亡的大质量恒星，温度很低，半径为太阳的上百倍到上千倍不等。
是恒星的恒星光谱分类的约克光谱分类（光度分类）中的第一级，超巨星中的一种。虽然它们的质量不是最大的，但体积却是宇宙中最大的恒星之一。恒星中心区的氢消耗殆尽形成由氦构成的核球之后，氢聚变的热核反应就无法在中心区继续。这时引力重压没有辐射压来平衡，星体中心区就要被压缩，温度会急剧上升。中心氦核球温度升高后使紧贴它的那一层氢氦混合气体受热达到引发氢聚变的温度，热核反应重新开始。如此氦球逐渐增大，氢燃烧层也跟着向外扩展，使星体外层物质受热膨胀起来向红巨星或红超巨星转化。转化期间，氢燃烧层产生的能量可能比主序星时期还要多，但星体表面温度不仅不升高反而会下降。
外层膨胀后受到的内聚引力减小，即使温度降低，其膨胀压力仍然可抗衡或超过引力，此时星体半径和表面积增大的程度超过产能率的增长，因此总光度虽可能增长，表面温度却会下降。质量高于 4 倍太阳质量的大恒星在氦核外重新引发氢聚变时，核外放出来的能量未明显增加，但半径却增大了好多倍，因此表面温度由数万 k 降 3000~4000 k，成为红超巨星。质量低于 4 倍太阳质量的中小恒星进入红巨星阶段时表面温度下降，光度却急剧增加，这是因为它们外层膨胀所耗费的能量较少而产能较多。
红巨星一旦形成，就朝恒星的下一阶段——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，点燃氦聚变。最后的结局将在中心形成一颗白矮星。
已知在银河系内最大的五颗红超巨星是盾牌座 uy，仙王座 vv，woh g64，人马座和造父四。（注意区分红超巨星和红特超巨星。）许多红超巨星的质量都允许它们核心的最终产物是铁元素，在接近生命期的结束时，它们将发展出来的元素会越来越重，而越重的元素也越接近核心。相对来说，红超巨星的阶段很短暂，持续的时间只有数十万至数百万年。大多数大质量的红超巨星会发展成为沃尔夫-拉叶星，而质量稍低的红超巨星会以类似型超新星结束它们的生命。
自然界的元素不只是氢、氦、碳和氧，生命物质、木材、土壤和岩石中都含有一些硅、镁、硫、磷、铁和其他重原子，这些原子的核中都有个以上的质子和中子。这些元素不能在太阳和大多数恒星里制造，只在 8 倍太阳质量以上才能产生。
仍然是来自恒星，不过只是很小一部分恒星，即质量最大的那些。只有在离开主序时质量超过的恒星才能制造重原子核。恒星中被外层重量压紧的核心就是“炼金炉”，原料就是氢和氦燃烧的“炉渣”，即碳和氧，冶炼过程在温度升到 6x10^8 k 时开始。在这个温度上碳再也保不住了，相互猛撞并聚合成氖和镁，一条生产线就此建立，因为每个新的热核反应都释放更多的能量，使温度升得更高，从而使新的转变成为可能。
在 10^9 c时，氖核夺得一个氦核而形成镁，在 1.5x10^9 c时氧也开始聚变，产生一系列更重的元素：硫、硅和磷，在 3x10^9 c时硅开始聚变，并引发几百种核反应，使炉子里的温度越来越高。在再往后的几千种反应的熊熊烈火中，更重也更珍贵的元素被制造出来。这是恒星生命的最后阶段，这些反应的突发性也越来越强，越重的元素燃烧的时间就越短。对于一个质量为倍太阳质量的“模型”星，碳的燃烧持续 600 年，氖是 1 年，氧是 6 个月，而硅只有 1 天。
核转变并不能就以这种速率无限制地继续下去，反应的洪流最后都朝着一个元素汇集：铁。铁的原子核较特殊，其中的个质子和中子结合得如此紧密，聚变它们所需要的能量远多于其聚变所释放出的能量。于是铁就成了大质量恒星核心的最后灰烬。恒星由一个已停止热核反应的核心和仍在接连地燃烧的外层组成。恒星只得不断地膨胀其外壳以调节平衡，它会膨胀到一个巨大的尺度，成为红超巨星。
红超巨星是宇宙中最大的恒星。如果把这样一个星放在太阳系中心，它将吞没很多行星，甚至可以吞没木星。红超巨星的内部结构有时被描绘成像一个洋葱头，因为它包含许多在燃烧着不同化学元素的同心层。最轻的元素在温度最低的外层燃烧，而最重的元素在紧贴着那个呆滞铁核的内层燃烧。
和其他恒星一样，在主序时期，氢会结合成氦，但红超巨星的寿命更短。一颗倍太阳质量的恒星的核心将在一千万年中用尽它的氢元素。由于巨大的质量，其核心处的温度及密度足够高使氦结合成碳并且同时形成氢燃烧壳层。氦核心可以稳定的燃烧，因为恒星的引力足够大从而可以去控制它。因为热量由核心产生，所以恒星的外部会膨胀的比红巨星还大，就形成了红超巨星(red supergiant).
濒临死亡的大质量恒星，温度很低，半径为太阳的上百倍到上千倍不等。
是恒星的恒星光谱分类的约克光谱分类（光度分类）中的第一级，超巨星中的一种。虽然它们的质量不是最大的，但体积却是宇宙中最大的恒星之一。恒星中心区的氢消耗殆尽形成由氦构成的核球之后，氢聚变的热核反应就无法在中心区继续。这时引力重压没有辐射压来平衡，星体中心区就要被压缩，温度会急剧上升。中心氦核球温度升高后使紧贴它的那一层氢氦混合气体受热达到引发氢聚变的温度，热核反应重新开始。如此氦球逐渐增大，氢燃烧层也跟着向外扩展，使星体外层物质受热膨胀起来向红巨星或红超巨星转化。转化期间，氢燃烧层产生的能量可能比主序星时期还要多，但星体表面温度不仅不升高反而会下降。
外层膨胀后受到的内聚引力减小，即使温度降低，其膨胀压力仍然可抗衡或超过引力，此时星体半径和表面积增大的程度超过产能率的增长，因此总光度虽可能增长，表面温度却会下降。质量高于 4 倍太阳质量的大恒星在氦核外重新引发氢聚变时，核外放出来的能量未明显增加，但半径却增大了好多倍，因此表面温度由数万 k 降 3000~4000 k，成为红超巨星。质量低于 4 倍太阳质量的中小恒星进入红巨星阶段时表面温度下降，光度却急剧增加，这是因为它们外层膨胀所耗费的能量较少而产能较多。
红巨星一旦形成，就朝恒星的下一阶段——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，点燃氦聚变。最后的结局将在中心形成一颗白矮星。
已知在银河系内最大的五颗红超巨星是盾牌座 uy，仙王座 vv，woh g64，人马座和造父四。（注意区分红超巨星和红特超巨星。）许多红超巨星的质量都允许它们核心的最终产物是铁元素，在接近生命期的结束时，它们将发展出来的元素会越来越重，而越重的元素也越接近核心。相对来说，红超巨星的阶段很短暂，持续的时间只有数十万至数百万年。大多数大质量的红超巨星会发展成为沃尔夫-拉叶星，而质量稍低的红超巨星会以类似型超新星结束它们的生命。
自然界的元素不只是氢、氦、碳和氧，生命物质、木材、土壤和岩石中都含有一些硅、镁、硫、磷、铁和其他重原子，这些原子的核中都有个以上的质子和中子。这些元素不能在太阳和大多数恒星里制造，只在 8 倍太阳质量以上才能产生。
仍然是来自恒星，不过只是很小一部分恒星，即质量最大的那些。只有在离开主序时质量超过的恒星才能制造重原子核。恒星中被外层重量压紧的核心就是“炼金炉”，原料就是氢和氦燃烧的“炉渣”，即碳和氧，冶炼过程在温度升到 6x10^8 k 时开始。在这个温度上碳再也保不住了，相互猛撞并聚合成氖和镁，一条生产线就此建立，因为每个新的热核反应都释放更多的能量，使温度升得更高，从而使新的转变成为可能。
在 10^9 c时，氖核夺得一个氦核而形成镁，在 1.5x10^9 c时氧也开始聚变，产生一系列更重的元素：硫、硅和磷，在 3x10^9 c时硅开始聚变，并引发几百种核反应，使炉子里的温度越来越高。在再往后的几千种反应的熊熊烈火中，更重也更珍贵的元素被制造出来。这是恒星生命的最后阶段，这些反应的突发性也越来越强，越重的元素燃烧的时间就越短。对于一个质量为倍太阳质量的“模型”星，碳的燃烧持续 600 年，氖是 1 年，氧是 6 个月，而硅只有 1 天。
核转变并不能就以这种速率无限制地继续下去，反应的洪流最后都朝着一个元素汇集：铁。铁的原子核较特殊，其中的个质子和中子结合得如此紧密，聚变它们所需要的能量远多于其聚变所释放出的能量。于是铁就成了大质量恒星核心的最后灰烬。恒星由一个已停止热核反应的核心和仍在接连地燃烧的外层组成。恒星只得不断地膨胀其外壳以调节平衡，它会膨胀到一个巨大的尺度，成为红超巨星。
红超巨星是宇宙中最大的恒星。如果把这样一个星放在太阳系中心，它将吞没很多行星，甚至可以吞没木星。红超巨星的内部结构有时被描绘成像一个洋葱头，因为它包含许多在燃烧着不同化学元素的同心层。最轻的元素在温度最低的外层燃烧，而最重的元素在紧贴着那个呆滞铁核的内层燃烧。