第三个阶段：当恒星的氢全部燃烧后 ， 就开始燃烧氦、炭等元素 ， 这也意味着它属于红巨星的恒星 ， 通俗点理解 ， 它开始了属于自己的老年生活了 。
最后一个阶段：当恒星所有的氢和氦 ， 所有能燃烧的燃料 ， 任何能发生聚变反应的元素都烧光的时候 。 重力之下 ， 它的内核会坍缩、坍塌 ， 从而释放出巨大的能量 ， 也意味着恒星生命宣布死亡 。
当然 ， 这个阶段 ， 也按质量划分接下来不同的结局 。 若恒星质量足够大的 ， 比如太阳质量8倍以上 ， 这个阶段就属于超新星爆炸 。 剩下来的“尸身” ， 足够大会有两个结果 ， 质量8~20倍太阳大小的恒星 ， 会化为中子星 。 质量更大的会成为黑洞 。
若像咱们太阳那样的话 ， 它的老年生活——红巨星阶段后 ， 经历行星状星云死亡过程后 ， 就会遗留下一颗白矮星 ， 然后到余热散尽彻底不发光的黑矮星 。
以上比喻 ， 或许不是那么严谨 ， 但希望用最通俗的说法去理解恒星的发展历程 。
另外 ， 对大部分正在发出耀眼光芒的主序星恒星 ， 人类科学家 ， 会根据它们的光谱类别（即颜色）、温度、大小和亮度 ， 进行一种名叫MK系统的分类方法 。 比如 ， 按照恒星的温度 ， 由高到低 ， 用O 、B、A、F、G、K和M ， 7个大等级9个小类别进行排列 。 （记住这些字母和顺序也有个口诀或小窍门：Oh Be A Fine Girl Kiss Me）
同时 ， 人们还可以用罗马数字来区分它的亮度 ， 0\\I亮度最高的超或超巨星 ， II III和IV依次适用于亮巨星、正常巨星和亚巨星；类别V适用于主序星；类别VI和VII适用于亚矮星和白矮星 。
通过这个思路 ， 所以 ， 聪明的天文学家们将这样的恒星分类方法 ， 简化到一张关系图上 。 而最早是丹麦天文学家赫茨普龙 ， 于1911年 ， 和美国天文学家罗素于1913年 ， 分别独立提出 。 这就是天文学上 ， 大名鼎鼎的赫罗图（Hertzsprung-Russel diagram ， 简写为H-R diagram）的来源 。
在图上 ， 我们熟悉的太阳被标记为G2V的主序星 。 在赫罗图上 ， 也清晰地标明了恒星的分布区域 ， 而我们的太阳 ， 是位于一条对角线上的 。 科学家们将位于这条对角线上的恒星称为主序星 ， 当主序星将氢耗尽之后就会开始燃烧氦 ， 然后膨胀成为一个红巨星 。
而人类观察能力 ， 所能“看到”的最大质量的R136a1是一个高亮度的光谱的恒星 ， 也标记在赫罗图的极端左上角位置 。 而R136a1的质量虽很高 ， 但温度却“凉爽” ， 大约是56000K ， 这样的恒星 ， 也被人们定义为超蓝巨星 。
这颗已经步入老年生活的第一重恒星 ， 其质量约为265~310倍太阳 ， 相当于数千万个地球的质量 ， 实际上它并不在我们熟悉的银河系中 ， 而是位于大麦哲伦星系 ， 距离地球大约是163000光年 。
当然 ， 对于这个质量最大恒星的形成 ， 天文学家们也有自己的猜测：它有可能是几颗大质量的恒星合并而成 ， 但对于它来说 ， 如今留给它的时间其实不算多了 ， 它会是威力最大的那颗超超新星而引爆出最绚丽的光芒！
然后 ， 进去它的最后结局——化为一个黑洞！
这也是 ， 人类认知的世界中 ， 最庞大天体
所以 ， 若把这类天体也算上的话！不管是论质量和体积 ， 最大的单一天体 ， 都并非是咱们上述一直描述那两颗恒星 ， 而是一个黑洞——Ton618黑洞 。
若我们 ， 只计算这黑洞的类星体的核心部分 。
那这个黑洞的质量 ， 不仅有太阳的660亿倍 ， 也是已知质量里最大的单一天体 ， 相比我们银河系中心的黑洞 ， 其质量还大了15500倍 ， 大概是我们整个银河系总质量的1/23 ， 比一些较小的星系的总质量大得多 。
比如 ， 他大约是大麦哲伦星系总质量的6.6倍、是赛格瑞2星系总质量的10多万倍 ， 从这个概念来理解 ， 你大概能想象到这个天体 ， 究竟有多么的庞大了！
当然 ， 你也别太担心 ， 这庞然大物 ， 距离我们 ， 足足有104亿光年 。
或许 ， 也有很多人会好奇 ， 不是说黑洞是看不见么？那人们如何观测到它 ， 又如何计算出它的质量和体积呢？
但遵循如今的黑洞理论知识 ， 一般的黑洞 ， 都由中心黑洞和周围的吸积盘所组成 ， 人们肉眼或仪器设备 ， 确实是无法直接观测到黑洞的 。
因为在这个名叫黑洞视界的范围内 ， 也是光会消失的地方 ， 但同时由于它庞大的质量 ， 会吸住无数的宇宙空间物质朝它奔袭而去 ， 沦为它的“食粮” 。 一般这个呈涡旋状的吸积盘区域范围内 ， 都会导致强烈的物质碰撞 ， 不仅产生了最炽热的高温 ， 也产生了最炫目的光线.......
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