Les tailles des étoiles sont tracées dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. Les tailles vont de la super géante à la naine brune. La perception de la taille d'une étoile peut également être affectée par la proximité et la luminosité de l'étoile. En termes simples, une naine blanche à proximité peut sembler plus brillante qu'une Super Géante rouge lointaine. Il existe également une myriade d'autres facteurs qui affectent notre perception de la taille d'une étoile, et les astronomes les recherchent et les découvrent constamment.
Étoiles super géantes
Les étoiles dites Super Géantes sont des étoiles lumineuses d'une masse plus de 10 fois supérieure à celle de notre soleil et ont commencé à se désintégrer. Avec ces étoiles, les noyaux se contractent, s'échauffent et se déclenchent pour fusionner l'hélium en carbone et en oxygène. Lorsque ces étoiles se dilatent, elles approchent de la taille des orbites des planètes extérieures. Si cela se produit, ils deviennent des super géantes rouges. Au fur et à mesure que l'étoile se désintègre, le mélange de carbone et d'oxygène se comprime dans le noyau et se réchauffe, fusionnant en un mélange de néon, de magnésium et d'oxygène. La fusion de l'hydrogène et de l'hélium se déplace, créant des coquilles imbriquées autour du noyau. Lorsque la fusion du carbone s'éteint, le mélange restant de néon, de magnésium et d'oxygène se déplace également dans une coquille. Les super-géantes rouges peuvent également se contracter, se réchauffer et former des super-géantes bleues.
Étoiles géantes
Les étoiles géantes ont au départ une masse d'environ 0,8 à environ 10 fois la masse solaire de notre soleil. Au fur et à mesure de leur évolution, le combustible du cœur s'épuise et le cœur d'hélium se contracte, s'échauffe puis se dilate pour former une enveloppe autour de l'ancien cœur. Lorsque cela se produit, l'étoile devient plus brillante et se dilate, et l'étoile devient une géante rouge.
Étoiles naines blanches de la séquence principale
Les étoiles naines blanches de la séquence principale, comme notre soleil, sont dans la partie centrale de leur évolution. Dans cette phase, l'hélium dans le noyau fusionne en hydrogène. Ces étoiles ont une masse de 75 à 120 % de la masse de notre soleil. Les étoiles de la séquence principale s'étendent pour devenir des étoiles géantes ou super géantes lorsque l'hydrogène du noyau s'épuise. Cette progression, appelée évolution solaire, varie considérablement dans le temps. Plus la masse de l'étoile est élevée, plus le cycle d'évolution est court, car les étoiles de masse plus élevée utilisent leur carburant hydrogène beaucoup plus rapidement que les étoiles de masse plus faible. Ce processus peut prendre aussi peu que 2 millions d'années pour les étoiles de grande masse. Les étoiles de plus petite masse peuvent durer de 3 à 12 milliards d'années, à peu près le même laps de temps que celui prévu pour la galaxie.
Naines brunes
Les étoiles naines brunes n'ont pas assez de masse pour exécuter le processus de fusion nucléaire complet et passer de la séquence principale aux étoiles géantes ou super géantes. Si leur masse est comprise entre 12 masses de Jupiter et 78 masses de Jupiter, ils fusionnent le deutérium, qui est de l'hydrogène lourd avec un neutron supplémentaire, en hélium. Si elles sont inférieures à 13 masses de Jupiter, la fusion s'arrête complètement.
