Velikosti hvězd jsou vyneseny do Hertzsprung-Russellova diagramu. Velikosti se pohybují od superobra po hnědého trpaslíka. Vnímání velikosti hvězdy může být také ovlivněno blízkostí a jasem hvězdy. Jednoduše řečeno, blízký bílý trpaslík se může zdát jasnější než vzdálený červený Super Giant. Existuje také nesčetné množství dalších faktorů, které ovlivňují naše vnímání velikosti hvězdy, a astronomové je neustále hledají a objevují.
Super obří hvězdy
Hvězdy známé jako Super Giants jsou zářící hvězdy s hmotností více než 10krát vyšší než naše slunce a začaly se rozpadat. S těmito hvězdami se jádra smršťují, ohřívají a pálí, aby se helium spojilo s uhlíkem a kyslíkem. Když se tyto hvězdy rozpínají, přibližují se velikosti oběžných drah vnějších planet. Pokud k tomu dojde, stanou se červenými superobrymi. Jak se hvězda rozpadá, směs uhlíku a kyslíku se stlačí v jádru a zahřívá se a spojí se ve směs neon, hořčík a kyslík. Fúze vodíku a hélia se pohybuje ven a kolem jádra vytvářejí vnořené skořápky. Když fúze uhlíku vymře, zbývající směs neon, hořčík a kyslík se také přesunou do skořápky. Červené superobři se mohou také smršťovat, zahřívat a vytvářet modré superobry.
Obří hvězdy
Obří hvězdy začínají hmotou asi 0,8 až 10krát větší než sluneční hmota našeho Slunce. Jak se vyvíjejí, palivo v jádře dochází a jádro hélia se smršťuje, ohřívá a poté se rozpíná a vytváří obal kolem starého jádra. Když k tomu dojde, hvězda se rozzáří a rozšíří a z hvězdy se stane červený obr.
Hlavní sekvence bílých trpasličích hvězd
Hlavní sekvence bílých trpasličích hvězd, jako je naše slunce, jsou ve střední části jejich vývoje. V této fázi se helium v jádru fúzuje na vodík. Tyto hvězdy mají hmotnost 75 až 120 procent hmotnosti našeho slunce. Když dojde jádro vodíku, hvězdy hlavní sekvence se rozšíří a stanou se obřími nebo superobřími hvězdami. Tento postup zvaný sluneční evoluce se v časovém rozpětí velmi liší. Čím vyšší je hmotnost hvězdy, tím kratší je evoluční cyklus, protože hvězdy s vyšší hmotností využívají své vodíkové palivo mnohem rychleji než hvězdy s nižší hmotností. U hvězd s vysokou hmotností může tento proces trvat jen 2 miliony let. Hvězdy s menší hmotností mohou vydržet až 3 až 12 miliard let, což je zhruba stejné rozpětí času, jaké se promítá pro galaxii.
Hnědí trpaslíci
Hnědé trpasličí hvězdy nemají dostatek hmoty na to, aby mohly spustit proces úplné jaderné fúze a přechod z hlavní sekvence na obří nebo superobří hvězdy. Pokud je jejich hmotnost mezi 12 hmotami Jupitera a 78 hmotami Jupitera, fúzují deuterium, což je těžký vodík s extra neutronem, na hélium. Pokud jsou menší než 13 hmot Jupitera, fúze se zastaví úplně.