Tähtede suurused on toodud Hertzsprung-Russelli skeemil. Suurused varieeruvad superhiiglasest pruuni kääbuseni. Tähe suuruse tajumist võib mõjutada ka tähe lähedus ja heledus. Lihtsustatult öeldes võib lähedal asuv valge kääbus tunduda heledam kui kauge punane supergigant. Samuti on lugematul hulgal muid tegureid, mis mõjutavad meie taju tähe suurusest, ja astronoomid neid pidevalt otsivad ja avastavad.
Super hiiglaslikud tähed
Superhiiglastena tuntud tähed on helendavad tähed, mille mass on üle 10 korra suurem kui meie päikesel ja on hakanud lagunema. Nende tähtedega südamikud kokku tõmbuvad, kuumenevad ja tulistavad, et heelium sulatada süsiniku ja hapnikuga. Kui need tähed laienevad, lähenevad nad väliste planeetide orbiitide suurustele. Kui see juhtub, saavad neist punased supergigandid. Tähe lagunemisel surutakse süsiniku ja hapniku segu südamikus kokku ja kuumeneb, sulades kokku neooni, magneesiumi ja hapniku seguks. Vesiniku ja heeliumi sulandumine liigub välja, muutes südamiku ümber pesastatud kestad. Kui süsinikufusioon välja sureb, liigub ka ülejäänud neooni, magneesiumi ja hapniku segu kestaks. Punased superhiiglased võivad ka kokku tõmbuda, kuumeneda ja moodustada siniseid superhiiglasi.
Hiigeltähed
Hiigeltähed algavad massiga, mis on umbes 0,8–10 korda suurem kui meie päikese päikesemass. Nende arenedes saab kütus südamikus otsa ja heeliumsüdamik tõmbub kokku, soojeneb ja paisub seejärel, moodustades vana südamiku ümbruse. Kui see juhtub, muutub täht heledamaks ja paisub ning tähest saab punane hiiglane.
Põhisarja valged kääbustähed
Peamised valged kääbustähed, nagu meie päike, on nende evolutsiooni keskosas. Selles faasis sulandub südamikus olev heelium vesinikuks. Nende tähtede mass on 75–120 protsenti meie päikese massist. Peamise järjestuse tähed laienevad hiiglaslikeks või superhiiglasteks tähtedeks, kui tuumvesinik saab otsa. See progressioon, mida nimetatakse päikese evolutsiooniks, varieerub aja jooksul väga erinevalt. Mida suurem on tähe mass, seda lühem on evolutsioonitsükkel, sest suurema massiga tähed kasutavad oma vesinikkütust palju kiiremini kui väiksema massiga tähed. See protsess võib suure massiga tähtede jaoks võtta vaid 2 miljonit aastat. Väiksema massiga tähed võivad kesta kuni 3 kuni 12 miljardit aastat, peaaegu sama ajavahemiku, kui prognoositakse galaktikale.
Pruunid kääbused
Pruunidel kääbustähtedel ei ole piisavalt massi, et viia läbi kogu tuumasünteesiprotsess ja üleminek peajärjestusest hiiglaslikele või superhiiglastele tähtedele. Kui nende mass jääb vahemikku 12 Jupiteri massi ja 78 Jupiteri massi, sulandavad nad deuteeriumi, mis on raske vesinik, koos lisaneutroniga, heeliumiga. Kui need on väiksemad kui 13 Jupiteri massi, peatub sulandumine täielikult.
