Los tamaños de las estrellas se representan en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Los tamaños van desde supergigantes hasta enanos marrones. 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 puede parecer más brillante que un supergigante rojo distante. También hay muchos otros factores que afectan nuestra percepción del tamaño de una estrella, y los astrónomos los buscan y los descubren constantemente.
Estrellas súper gigantes
Las estrellas conocidas como Supergigantes son estrellas luminosas con una masa más de 10 veces mayor que la de nuestro sol y han comenzado a descomponerse. Con estas estrellas, los núcleos se contraen, se calientan y disparan para fusionar el helio en carbono y oxígeno. Cuando estas estrellas se expanden, se acercan al tamaño de las órbitas de los planetas exteriores. Si esto sucede, se convierten en supergigantes rojos. A medida que la estrella se desintegra, 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, formando capas anidadas alrededor del núcleo. Cuando la fusión de carbono se extingue, la mezcla restante de neón, magnesio y oxígeno también se mueve hacia una capa. Los supergigantes rojos también pueden contraerse, calentarse y formar supergigantes 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 del núcleo se agota y el núcleo de helio se contrae, se calienta y luego se expande para formar una capa alrededor del núcleo antiguo. Cuando eso sucede, la estrella se vuelve más brillante y se expande, y la estrella se convierte en una gigante roja.
Secuencia principal Estrellas enanas blancas
Las estrellas enanas blancas de secuencia principal, como nuestro sol, se encuentran en la parte central de su evolución. En esta fase, el helio del núcleo se fusiona en hidrógeno. Estas estrellas tienen una masa del 75 al 120 por ciento de la masa de nuestro sol. Las estrellas de la secuencia principal se expanden para convertirse en estrellas gigantes o supergigantes cuando se agota el hidrógeno del núcleo. Esta progresión, llamada evolución solar, varía mucho en el tiempo. Cuanto mayor es la masa de la estrella, más corto es el ciclo evolutivo, porque las estrellas de mayor masa utilizan su combustible de hidrógeno mucho más rápidamente que las estrellas de menor masa. Este proceso puede llevar tan solo 2 millones de años para las 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 de fusión nuclear completo y la transición de la secuencia principal a estrellas gigantes o supergigantes. Si su masa está entre 12 masas de Júpiter y 78 masas de Júpiter, fusionan deuterio, que es hidrógeno pesado con un neutrón extra, con helio. Si tienen menos de 13 masas de Júpiter, la fusión se detiene por completo.
