Hva er de forskjellige størrelsene på stjerner?

Størrelsene på stjerner er tegnet opp i Hertzsprung-Russell-diagrammet. Størrelsene spenner fra supergigant til brun dverg. Oppfatningen av størrelsen på en stjerne kan også påvirkes av stjernens nærhet og lysstyrke. Enkelt sagt, en nærliggende hvit dverg kan se ut til å være lysere enn en rød Super Giant. Det er også utallige andre faktorer som påvirker vår oppfatning av størrelsen på en stjerne, og astronomer leter kontinuerlig etter og oppdager dem.

Stjernene som er kjent som Super Giants, er lysende stjerner med en masse som er mer enn ti ganger høyere enn vår sols og har begynt å forfalle. Med disse stjernene trekker kjernene seg sammen, oppvarmes og skyter for å smelte helium til karbon og oksygen. Når disse stjernene utvides, nærmer de seg størrelsen på banene til de ytre planetene. Hvis dette skjer, blir de røde superkjemper. Når stjernen forfaller, komprimerer karbon- og oksygenblandingen i kjernen og varmes opp og smelter sammen i en blanding av neon, magnesium og oksygen. Hydrogen og heliumfusjon beveger seg ut og lager nestede skjell rundt kjernen. Når karbonfusjon dør ut, beveger den gjenværende blandingen av neon, magnesium og oksygen seg også ut i et skall. Røde supergiganter kan også trekke seg sammen, varme seg opp og danne blå supergiganter.

Kjempestjerner starter med en masse på omtrent 0,8 til omtrent 10 ganger solmassen til solen vår. Når de utvikler seg, går drivstoffet i kjernen ut og heliumkjernen trekker seg sammen, varmes opp og utvides for å danne et skall rundt den gamle kjernen. Når det skjer, blir stjernen lysere og utvides, og stjernen blir en rød gigant.

Hovedsekvensen hvite dvergstjerner, som solen vår, er i den sentrale delen av deres utvikling. I denne fasen smelter helium i kjernen til hydrogen. Disse stjernene har en masse på 75 prosent til 120 prosent massen av solen vår. Hovedsekvensstjerner utvides til å bli gigantiske eller superkjempestjerner når kjernen av hydrogen går tom. Denne progresjonen, kalt solutvikling, varierer sterkt i tidsspenn. Jo høyere masse på stjernen, desto kortere utviklingssyklus, fordi stjerner med høyere masse bruker hydrogenbrensel mye raskere enn stjerner med lavere masse. Denne prosessen kan ta så lite som 2 millioner år for stjerner med høy masse. Stjerner med mindre masse kan vare så lenge som 3 til 12 milliarder år, omtrent det samme tidsrommet som projiseres for galaksen.

Brune dvergstjerner har ikke nok masse til å kjøre hele kjernefusjonsprosessen og overgang fra hovedsekvens til gigantiske eller superkjempestjerner. Hvis massen deres er mellom 12 Jupiter-masser og 78 Jupiter-masser, smelter de deuterium, som er tungt hydrogen med et ekstra nøytron, til helium. Hvis de er mindre enn 13 Jupiter-masser, stopper fusjonen helt.