Storlekarna på stjärnor ritas ut i Hertzsprung-Russell-diagrammet. Storlekarna sträcker sig från superjätt till brun dvärg. Uppfattningen om storleken på en stjärna kan också påverkas av stjärnans närhet och ljusstyrka. Enkelt uttryckt, en närliggande vit dvärg kan tyckas vara ljusare än en avlägsen röd Super Giant. Det finns också otaliga andra faktorer som påverkar vår uppfattning om storleken på en stjärna, och astronomer söker ständigt efter och upptäcker dem.
Super jätte stjärnor
Stjärnorna kända som Super Giants är lysande stjärnor med en massa som är mer än tio gånger högre än vår sol och har börjat förfalla. Med dessa stjärnor kontraheras kärnorna, värms upp och avfyras för att smälta helium till kol och syre. När dessa stjärnor expanderar närmar de sig storleken på de yttre planeternas banor. Om detta händer blir de röda superjättar. När stjärnan förfaller komprimeras kol- och syreblandningen i kärnan och värms upp och smälter in i en blandning av neon, magnesium och syre. Väte och heliumfusion rör sig ut och gör kapslade skal runt kärnan. När kolfusionen dör ut rör sig också den återstående blandningen av neon, magnesium och syre ut i ett skal. Röda superjättar kan också dra ihop sig, värma upp och bilda blå superjättar.
Jätte stjärnor
Jättestjärnor börjar med en massa ungefär 0,8 till cirka 10 gånger solens massa för vår sol. När de utvecklas rinner bränslet i kärnan ut och heliumkärnan dras samman, värms upp och expanderar sedan till ett skal runt den gamla kärnan. När det händer blir stjärnan ljusare och expanderar och stjärnan blir en röd jätte.
Huvudsekvens White Dwarf Stars
Huvudsekvensen vita dvärgstjärnor, som vår sol, är i den centrala delen av deras utveckling. I denna fas smälter helium i kärnan till väte. Dessa stjärnor har en massa på mellan 75 och 120 procent av vår sols massa. Huvudsekvensstjärnor expanderar för att bli jätte- eller superjättestjärnor när kärnväte tar slut. Denna progression, kallad solutveckling, varierar kraftigt i tidsperioden. Ju högre stjärnmassa desto kortare är utvecklingscykeln, eftersom stjärnor med högre massa använder sitt vätgas mycket snabbare än stjärnor med låg massa. Denna process kan ta så lite som 2 miljoner år för stjärnor med hög massa. Mindre stjärnor kan hålla så länge som 3 till 12 miljarder år, ungefär samma tidsperiod som projiceras för galaxen.
Bruna dvärgar
Bruna dvärgstjärnor har inte tillräckligt med massa för att köra den fullständiga kärnfusionsprocessen och övergången från huvudsekvens till jätte- eller superjättestjärnor. Om deras massa är mellan 12 Jupiter-massor och 78 Jupiter-massor, smälter de deuterium, som är tungt väte med en extra neutron, till helium. Om de är mindre än 13 Jupiter-massor slutar fusion helt och hållet.