Zawartość
Rozmiary gwiazd są przedstawione na schemacie Hertzsprunga-Russella. Rozmiary wahają się od super giganta do brązowego karła. Na postrzeganie wielkości gwiazdy może również wpływać bliskość i jasność gwiazd. Mówiąc prosto, pobliski biały karzeł może wydawać się jaśniejszy niż odległy czerwony Super Gigant. Istnieje również wiele innych czynników, które wpływają na nasze postrzeganie wielkości gwiazdy, a astronomowie stale poszukują i odkrywają je.
Super Giant Stars
Gwiazdy znane jako Super Giants są gwiazdami świecącymi o masie ponad 10 razy większej niż masa naszego Słońca i zaczęły gnić. Z tymi gwiazdami rdzenie kurczą się, ogrzewają i strzelają, aby stopić hel z węglem i tlenem. Kiedy gwiazdy te rozszerzają się, zbliżają się do rozmiarów orbit planet zewnętrznych. Jeśli tak się stanie, staną się czerwonymi super gigantami. Gdy gwiazda rozpada się, mieszanina węgla i tlenu ściska się w rdzeniu i ogrzewa, stapiając się z mieszaniną neonu, magnezu i tlenu. Fuzja wodoru i helu zostaje usunięta, tworząc zagnieżdżone skorupy wokół rdzenia. Kiedy kończy się fuzja węgla, pozostała mieszanka neonu, magnezu i tlenu również przenosi się do skorupy. Czerwoni super giganci mogą się również kurczyć, podgrzewać i tworzyć niebieskie super gigantów.
Giant Stars
Gigantyczne gwiazdy zaczynają od masy około 0,8 do około 10 razy większej niż masa Słońca naszego Słońca. W miarę ewolucji paliwo w rdzeniu wyczerpuje się, a rdzeń helu kurczy się, nagrzewa się, a następnie rozszerza, tworząc powłokę wokół starego rdzenia. Kiedy tak się dzieje, gwiazda staje się jaśniejsza i rozszerza się, a gwiazda staje się czerwonym gigantem.
Główne sekwencje Gwiazdy białego karła
Główne sekwencje gwiazd białego karła, podobnie jak nasze Słońce, znajdują się w centralnej części ich ewolucji. W tej fazie hel w rdzeniu topi się w wodór. Te gwiazdy mają masę od 75 do 120 procent masy naszego Słońca. Gwiazdy głównej sekwencji rozszerzają się, by stać się gwiazdami gigantycznymi lub super gigantycznymi, gdy skończy się wodór rdzenia. Postęp ten, zwany ewolucją Słońca, zmienia się znacznie w czasie. Im wyższa masa gwiazdy, tym krótszy cykl ewolucyjny, ponieważ gwiazdy o większej masie zużywają paliwo wodorowe znacznie szybciej niż gwiazdy o mniejszej masie. Proces ten może zająć nawet 2 miliony lat w przypadku gwiazd o dużej masie. Gwiazdy o mniejszej masie mogą trwać od 3 do 12 miliardów lat, czyli w przybliżeniu w takim samym przedziale czasu, jaki jest przewidziany dla galaktyki.
Brązowe karły
Brązowe gwiazdy karłowate nie mają wystarczającej masy do przeprowadzenia pełnego procesu syntezy jądrowej i przejścia od głównej sekwencji do gwiazd gigantycznych lub super gigantycznych. Jeśli ich masa wynosi od 12 mas Jowisza do 78 mas Jowisza, łączą deuter, który jest ciężkim wodorem z dodatkowym neutronem, w hel. Jeśli są mniejsze niż 13 mas Jowisza, fuzja całkowicie się zatrzymuje.