星のサイズはヘルツシュプルングラッセル図にプロットされています。 サイズは超巨大から褐色矮星まで及びます。 星の大きさの知覚は、星の近さと明るさによっても影響を受ける可能性があります。 簡単に言えば、近くの白色矮星は、遠くの赤色超巨星よりも明るく見えるかもしれません。 星の大きさの認識に影響を与える他の無数の要因もあり、天文学者は絶えずそれらを探し、発見しています。
超巨星
スーパージャイアンツとして知られている星は、私たちの太陽の10倍以上の質量を持つ明るい星であり、崩壊し始めています。 これらの星では、コアが収縮し、加熱および燃焼して、ヘリウムを炭素と酸素に融合させます。 これらの星が拡大するとき、それらは外惑星の軌道のサイズに近づきます。 これが起こると、彼らは赤い超巨星になります。 星が崩壊すると、炭素と酸素の混合物がコア内で圧縮されて加熱され、ネオン、マグネシウム、酸素の混合物に融合します。 水素とヘリウムの核融合が外に出て、コアの周りに入れ子になったシェルを作ります。 炭素核融合がなくなると、ネオン、マグネシウム、酸素の残りの混合物もシェルに移動します。 赤い超巨星はまた、収縮し、熱くなり、青い超巨星を形成することができます。
巨星
巨星は、私たちの太陽の太陽質量の約0.8〜約10倍の質量で始まります。 それらが進化するにつれて、コア内の燃料がなくなり、ヘリウムコアが収縮、加熱、次に膨張して、古いコアの周りにシェルを形成します。 そうなると、星は明るくなって膨張し、赤色巨星になります。
主系列白色矮星
私たちの太陽のような主系列の白色矮星は、それらの進化の中心部分にあります。 この段階では、コア内のヘリウムが水素に融合します。 これらの星は私たちの太陽の75パーセントから120パーセントの質量を持っています。 主系列星は、コア水素がなくなると拡大して巨星または超巨星になります。 太陽の進化と呼ばれるこの進行は、期間によって大きく異なります。 質量の大きい星は、質量の小さい星よりもはるかに速く水素燃料を使用するため、星の質量が大きいほど、進化のサイクルは短くなります。 このプロセスは、高質量の星の場合、わずか200万年かかる可能性があります。 質量の小さい星は30億年から120億年も続く可能性があり、銀河で予測されているのとほぼ同じ期間です。
褐色矮星
褐色矮星は、完全な核融合プロセスを実行し、主系列星から巨星または超巨星に移行するのに十分な質量を持っていません。 それらの質量が12木星質量と78木星質量の間にある場合、それらは重水素である重水素と余分な中性子をヘリウムに融合します。 それらが13木星質量よりも小さい場合、核融合は完全に停止します。