Innhold
Størrelsene på stjerner er plottet ut i Hertzsprung-Russell Diagram. Størrelsene spenner fra supergigant til brun dverg. Oppfatningen av størrelsen på en stjerne kan også påvirkes av stjernenes nærhet og lysstyrke. Enkelt sagt kan en hvit dverg i nærheten se ut til å være lysere enn en fjern rød gigant. Det er også mange andre faktorer som påvirker vår oppfatning av størrelsen på en stjerne, og astronomer søker stadig etter og oppdager dem.
Super Giant Stars
Stjernene som er kjent som Super Giants, er lysende stjerner med en masse som er mer enn 10 ganger høyere enn solen vår og har begynt å forfalne. Med disse stjernene trekker kjernene seg sammen, oppvarming og fyring for å smelte helium til karbon og oksygen. Når disse stjernene ekspanderer, nærmer de seg størrelsene på banene til de ytre planetene. Hvis dette skjer, blir de røde supergiganter. Når stjernen forfaller, komprimerer karbon- og oksygenblandingen i kjernen og varmes opp, og smelter sammen til en blanding av neon, magnesium og oksygen. Hydrogen og helium-fusjon beveger seg ut, og lager nestede skjell rundt kjernen. Når karbonfusjon dør ut, rykker også den gjenværende blandingen av neon, magnesium og oksygen ut i et skall. Røde supergiganter kan også trekke seg sammen, varme opp og danne blå supergiganter.
Kjempestjerner
Kjempestjerner starter med en masse fra 0,8 til omtrent 10 ganger solmassen til solen vår. Når de utvikler seg, renner drivstoffet i kjernen ut, og heliumkjernen trekker seg sammen, varmes opp og utvides deretter til å danne et skall rundt den gamle kjernen. Når det skjer, blir stjernen lysere og ekspanderer, og stjernen blir en rød gigant.
Main Sequence White Dwarf Stars
Hovedsekvens hvite dvergstjerner, som solen vår, er i den sentrale delen av deres utvikling. I denne fasen smelter heliumet i kjernen til hydrogen. Disse stjernene har en masse fra 75 til 120 prosent massen av solen vår. Hovedsekvensstjerner utvider seg til å bli gigantiske eller supergigantiske stjerner når kjernenhydrogen renner ut. Denne progresjonen, kalt solutvikling, varierer veldig i tidsspenn. Jo høyere massen til stjernen er, desto kortere er evolusjonssyklusen, fordi stjerner med høyere masse bruker hydrogenbrennstoffet mye raskere enn stjerner med lavere masse. Denne prosessen kan ta så lite som 2 millioner år for stjerner med høy masse. Stjerner med mindre masse kan vare så lenge som 3 til 12 milliarder år, omtrent samme tidsrom som anslås for galaksen.
Brune dverger
Brune dvergstjerner har ikke masse til å kjøre den fulle kjernefysiske fusjonsprosessen og overgangen fra hovedsekvens til gigantiske eller supergigantiske stjerner. Hvis deres masse er mellom 12 Jupiter-masser og 78 Jupiter-masser, smelter de deuterium, som er tungt hydrogen med et ekstra nøytron, til helium. Hvis de er mindre enn 13 Jupiter-masser, stopper fusjonen helt.