Kādas ir dažādu izmēru zvaigznes?

Zvaigžņu izmēri ir parādīti Hertzsprungas-Rasela diagrammā. Izmēri svārstās no supergiganta līdz brūnai pundurim. Zvaigznes lieluma uztveri var ietekmēt arī zvaigznes tuvums un spilgtums. Vienkārši sakot, tuvumā esošais baltais punduris var šķist gaišāks par tālu sarkanu supergigantu. Ir arī neskaitāmi citi faktori, kas ietekmē mūsu uztveri par zvaigznes lielumu, un astronomi tos pastāvīgi meklē un atklāj.

Zvaigznes, kas pazīstamas kā supergiganti, ir spožas zvaigznes, kuru masa ir vairāk nekā 10 reizes lielāka nekā mūsu saulē, un ir sākušas bojāties. Ar šīm zvaigznēm serdes saraujas, uzkarsē un dedzina, lai hēliju sapludinātu ar oglekli un skābekli. Kad šīs zvaigznes izplešas, tās tuvojas ārējo planētu orbītu lielumam. Ja tas notiek, viņi kļūst par sarkanajiem supergigantiem. Zvaigznei sabrūkot, oglekļa un skābekļa maisījums kodolā saspiež un uzsilst, saplūstot neona, magnija un skābekļa maisījumā. Ūdeņraža un hēlija saplūšana pārvietojas, padarot ligzdotas čaulas ap serdi. Kad oglekļa saplūšana mirst, arī atlikušais neona, magnija un skābekļa maisījums pārvietojas čaulā. Sarkanie supergiganti var arī sarauties, sakarst un veidot zilus supergigantus.

Milzu zvaigznes sākas ar masu, kas aptuveni 0,8 līdz apmēram 10 reizes pārsniedz mūsu saules saules masu. Viņiem attīstoties, degviela serdenī beidzas un hēlija serde saraujas, sasilst, pēc tam izplešas, veidojot apvalku ap veco serdi. Kad tas notiks, zvaigzne kļūst gaišāka un izplešas, un zvaigzne kļūst par sarkanu milzi.

Galvenās baltās pundurzvaigznes, tāpat kā mūsu saule, atrodas to evolūcijas centrālajā daļā. Šajā fāzē hēlijs kodolā saplūst ūdeņradī. Šo zvaigžņu masa ir no 75 līdz 120 procentiem no mūsu saules. Galvenās secības zvaigznes paplašinās, kļūstot par milzu vai supergiganta zvaigznēm, kad beigsies ūdeņraža serde. Šī progresija, ko sauc par Saules evolūciju, laika ziņā ir ļoti atšķirīga. Jo lielāka ir zvaigznes masa, jo īsāks ir evolūcijas cikls, jo lielākas masas zvaigznes savu ūdeņraža degvielu izmanto daudz ātrāk nekā zemākas masas zvaigznes. Šis process var aizņemt tikai 2 miljonus gadu lielas masas zvaigznēm. Mazākas masas zvaigznes var ilgt 3 līdz 12 miljardus gadu, gandrīz tikpat ilgu laika periodu, kāds tiek prognozēts galaktikai.

Brūnajām punduru zvaigznēm nav pietiekami daudz masas, lai palaistu pilnu kodolsintēzes procesu un pāreju no galvenās kārtas uz milzu vai supergiganta zvaigznēm. Ja to masa ir starp 12 Jupitera un 78 Jupitera masām, viņi hēlijam sapludina deitēriju, kas ir smagais ūdeņradis, ar papildu neitronu. Ja tie ir mazāki par 13 Jupitera masām, kodolsintēze vispār apstājas.