Los tamaños de las estrellas se trazan en el Diagrama de Hertzsprung-Russell. Los tamaños van desde supergigante a enana marrón. La percepción del tamaño de una estrella también puede verse afectada por la cercanía y el brillo de la estrella. En pocas palabras, una enana blanca cercana podría parecer más brillante que un Super Gigante rojo distante. También hay una miríada de otros factores que afectan nuestra percepción del tamaño de una estrella, y los astrónomos los están buscando constantemente, y descubriéndolos.
Super Giant Stars
Las estrellas conocidas como Super Giants son estrellas luminosas con una masa más de 10 veces mayor que la de nuestro sol y que han empezado a descomponerse. Con estas estrellas, los núcleos se contraen, calentando y disparando para fusionar el helio al carbono y al oxígeno. Cuando estas estrellas se expanden, se acercan a los tamaños de las órbitas de los planetas exteriores. Si esto sucede, se convierten en súper gigantes rojos. A medida que la estrella se descompone, la mezcla de carbono y oxígeno se comprime en el núcleo y se calienta, fusionándose en una mezcla de neón, magnesio y oxígeno. La fusión de hidrógeno y helio se mueve, haciendo conchas anidadas alrededor del núcleo. Cuando la fusión de carbono se extingue, la mezcla restante de neón, magnesio y oxígeno también se mueve dentro de un caparazón. Los supergigantes rojos también pueden contraerse, calentarse y formar súper gigantes azules.
Estrellas gigantes
Las estrellas gigantes comienzan con una masa de aproximadamente 0,8 a aproximadamente 10 veces la masa solar de nuestro sol. A medida que evolucionan, el combustible en el núcleo se agota y el núcleo de helio se contrae, se calienta y luego se expande para formar un caparazón alrededor del núcleo antiguo. Cuando eso sucede, la estrella se vuelve más brillante y se expande, y la estrella se convierte en un gigante rojo.
Secuencia principal Estrellas blancas enanas
Las estrellas enanas blancas de secuencia principal, como nuestro sol, están en el centro parte de su evolución. En esta fase, el helio en el núcleo se funde en hidrógeno. Estas estrellas tienen una masa del 75 por ciento al 120 por ciento de la masa de nuestro sol. Las estrellas de la secuencia principal se expanden para convertirse en estrellas gigantes o súper gigantes cuando se agota el núcleo de hidrógeno. Esta progresión, llamada evolución solar, varía mucho en el lapso de tiempo. Cuanto mayor es la masa de la estrella, más corto es el ciclo evolutivo, porque las estrellas de mayor masa usan su combustible de hidrógeno mucho más rápidamente que las estrellas de menor masa. Este proceso puede tomar tan poco como 2 millones de años para estrellas de gran masa. Las estrellas de menor masa pueden durar entre 3 y 12 mil millones de años, casi el mismo lapso de tiempo que se proyecta para la galaxia.
Enanas marrones
Las estrellas enanas marrones no tienen suficiente masa para ejecutar el proceso completo de fusión nuclear y la transición de la secuencia principal a estrellas gigantes o súper gigantes. Si su masa está entre 12 masas de Júpiter y 78 masas de Júpiter, fusionan el deuterio, que es hidrógeno pesado con un neutrón adicional, con helio. Si son más pequeños que 13 masas de Júpiter, la fusión se detiene por completo.
