Rozmiary gwiazd są przedstawione na diagramie Hertzsprunga-Russella. Rozmiary wahają się od superolbrzyma do brązowego karła. Na percepcję wielkości gwiazdy może mieć również wpływ bliskość i jasność gwiazdy.. Mówiąc prościej, pobliski biały karzeł może wydawać się jaśniejszy niż odległy czerwony superolbrzym. Istnieje również mnóstwo innych czynników, które wpływają na nasze postrzeganie wielkości gwiazdy, a astronomowie nieustannie ich poszukują i odkrywają.
Super Olbrzymie Gwiazdy
Gwiazdy znane jako Super Giganty to świetliste gwiazdy o masie ponad 10 razy większej od masy naszego Słońca i zaczęły się rozpadać. W przypadku tych gwiazd jądra kurczą się, ogrzewają i odpalają, aby stopić hel w węgiel i tlen. Kiedy te gwiazdy się rozszerzają, zbliżają się do rozmiarów orbit planet zewnętrznych. Jeśli tak się stanie, stają się czerwonymi supergigantami. Gdy gwiazda rozpada się, mieszanina węgla i tlenu ściska się w jądrze i nagrzewa się, łącząc się w mieszaninę neonu, magnezu i tlenu. Fuzja wodoru i helu wyprowadza się, tworząc zagnieżdżone skorupy wokół rdzenia. Kiedy wygasa fuzja węgla, pozostała mieszanka neonu, magnezu i tlenu również przenosi się do skorupy. Czerwoni supergiganci mogą również kurczyć się, rozgrzewać i tworzyć niebieskie supergiganci.
Olbrzymie Gwiazdy
Gigantyczne gwiazdy zaczynają z masą około 0,8 do około 10 mas Słońca niż nasze Słońce. Gdy ewoluują, paliwo w jądrze wyczerpuje się, a rdzeń helowy kurczy się, nagrzewa, a następnie rozszerza, tworząc powłokę wokół starego jądra. Kiedy tak się dzieje, gwiazda staje się jaśniejsza i rozszerza się, a gwiazda staje się czerwonym olbrzymem.
Sekwencja główna białych karłów
Białe karły ciągu głównego, podobnie jak nasze Słońce, znajdują się w centralnej części swojej ewolucji. W tej fazie hel w rdzeniu stapia się w wodór. Gwiazdy te mają masę od 75 do 120 procent masy naszego Słońca. Gwiazdy ciągu głównego rozszerzają się, by stać się gwiazdami olbrzymami lub superolbrzymami, gdy wyczerpie się wodór w jądrze. Ten postęp, zwany ewolucją słoneczną, jest bardzo zróżnicowany w czasie. Im wyższa masa gwiazdy, tym krótszy cykl ewolucyjny, ponieważ gwiazdy o większej masie zużywają paliwo wodorowe znacznie szybciej niż gwiazdy o mniejszej masie. W przypadku gwiazd o dużej masie proces ten może trwać zaledwie 2 miliony lat. Gwiazdy o mniejszej masie mogą przetrwać od 3 do 12 miliardów lat, mniej więcej tyle samo, ile przewiduje się dla galaktyki.
Brązowe Krasnoludy
Gwiazdy brązowego karła nie mają wystarczającej masy, aby przeprowadzić pełny proces syntezy jądrowej i przejście od ciągu głównego do gwiazd olbrzymów lub superolbrzymów. Jeśli ich masa wynosi od 12 mas Jowisza do 78 mas Jowisza, łączą w hel deuter, który jest ciężkim wodorem z dodatkowym neutronem. Jeśli są mniejsze niż 13 mas Jowisza, fuzja zatrzymuje się całkowicie.