Déjame ponerlo así.
Un gigante rojo es una fase o una etapa de la vida de una estrella cuando todavía está activa, excepto que ahora se ha quedado sin hidrógeno y ahora está fusionando helio para formar carbono.
Una estrella de neutrones es como el cadáver de una estrella (estrella masiva al menos 3 veces de nuestro Sol), lo que sea que quede de su núcleo.
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Todo depende de la misa de la estrella.
Para las estrellas pequeñas y promedio, las etapas son así:
Nebulosa (Etapa de nacimiento) -> Protostar (Etapa infantil) -> Estrella de secuencia principal (Etapa activa) -> Gigante rojo (Etapa menos activa) -> Nebulosa planetaria (Etapa de muerte) -> Enana blanca (Cadáver del núcleo) -> Enana blanca refrescante–> Enana negra.
Para estrellas masivas:
Nebulosa (nacimiento) -> Protostar (bebé) -> Estrella de secuencia principal (Etapa activa) -> Supergigante rojo (Etapa menos activa) -> Supernova (Explosión mortal iluminadora) -> Estrella de neutrones (Cadáver del núcleo) -> Agujero negro (La estrella de neutrones se convertirá en un agujero negro al contraerse si su masa central es mayor que 10 masas solares).
Cuando la estrella ha utilizado el combustible de hidrógeno en su núcleo para la fusión, las reacciones nucleares en el núcleo se detienen, por lo que el núcleo comienza a contraerse debido a su propia gravedad. Esto calienta un caparazón justo afuera del núcleo, donde queda algo de hidrógeno, iniciando la fusión de hidrógeno a helio en el caparazón. Las capas externas de la estrella se expanden enormemente, comenzando la fase gigante roja de la vida de la estrella.
Debido a la expansión de las capas externas de la estrella, la energía producida en el núcleo de la estrella se extiende sobre un área de superficie mucho más grande, lo que resulta en una temperatura superficial más baja y un cambio en la salida de luz visible de la estrella hacia el rojo, por lo tanto el nombre gigante rojo. (Orangish)
Gigante rojo en el caso de las estrellas pequeñas y medias.
Red SuperGiant en el caso de Massive Stars.
Estrella de neutrones : si la masa del núcleo está entre 1,5 y 3,5 masas solares, la compresión de la gravedad de la estrella será tan grande y comprimible que incluso los protones se fusionan con los electrones para formar neutrones. El núcleo se convierte en una bola súper densa de neutrones. Solo las raras estrellas masivas formarán estos remanentes en una explosión de supernova. Los neutrones se degeneran y su presión (llamada presión de degeneración de neutrones) evita un colapso adicional. Si el remanente central tiene una masa mayor a 3 masas solares, entonces ni siquiera la super los neutrones degenerados comprimidos pueden sostener el núcleo contra su propia gravedad. La gravedad finalmente gana y comprime todo a un punto de masa de singularidad en el centro. El punto de masa es lo que llamamos un agujero negro . Solo las estrellas más masivas y muy raras (> 10 masas solares) formarán un agujero negro cuando mueran.
Las mismas estrellas de neutrones cuando giran rápidamente se convierten en Pulsars.
