NộI Dung
Kích thước của các ngôi sao được vẽ trong Biểu đồ Hertzsprung-Russell. Các kích cỡ từ siêu khổng lồ đến lùn nâu. Nhận thức về kích thước của một ngôi sao cũng có thể bị ảnh hưởng bởi sự gần gũi và độ sáng của các ngôi sao. Nói một cách đơn giản, một sao lùn trắng gần đó có vẻ sáng hơn một Siêu khổng lồ đỏ xa xôi. Ngoài ra còn có vô số yếu tố khác ảnh hưởng đến nhận thức của chúng ta về kích thước của một ngôi sao và các nhà thiên văn học không ngừng tìm kiếm và khám phá ra chúng.
Sao siêu khổng lồ
Những ngôi sao được biết đến là Siêu sao khổng lồ là những ngôi sao phát sáng có khối lượng lớn hơn 10 lần so với mặt trời của chúng ta và đã bắt đầu phân rã. Với những ngôi sao này, các lõi co lại, đốt nóng và bắn để hợp nhất helium với carbon và oxy. Khi những ngôi sao này mở rộng, chúng tiếp cận kích thước quỹ đạo của các hành tinh bên ngoài. Nếu điều này xảy ra, họ trở thành siêu khổng lồ đỏ. Khi ngôi sao phân rã, hỗn hợp carbon và oxy nén trong lõi và nóng lên, hòa vào hỗn hợp neon, magiê và oxy. Phản ứng tổng hợp hydro và heli di chuyển ra ngoài, làm cho vỏ được lồng xung quanh lõi. Khi phản ứng tổng hợp carbon chết, hỗn hợp còn lại của neon, magiê và oxy cũng di chuyển ra khỏi vỏ. Siêu khổng lồ đỏ cũng có thể co lại, nóng lên và tạo thành siêu khổng lồ xanh.
Sao khổng lồ
Những ngôi sao khổng lồ bắt đầu với khối lượng khoảng 0,8 đến khoảng 10 lần khối lượng mặt trời của mặt trời của chúng ta. Khi chúng phát triển, nhiên liệu trong lõi cạn kiệt và lõi helium, nóng lên, sau đó mở rộng để tạo thành lớp vỏ bao quanh lõi cũ. Khi điều đó xảy ra, ngôi sao trở nên sáng hơn và mở rộng, và ngôi sao trở thành một người khổng lồ đỏ.
Sao lùn trắng sao chính
Các ngôi sao lùn trắng trình tự chính, giống như mặt trời của chúng ta, là phần trung tâm của sự tiến hóa của chúng. Trong giai đoạn này, helium trong lõi hợp nhất thành hydro. Những ngôi sao này có khối lượng từ 75% đến 120% khối lượng mặt trời của chúng ta. Các ngôi sao theo trình tự chính mở rộng để trở thành những ngôi sao khổng lồ hoặc siêu khổng lồ khi hết hydro. Sự tiến triển này, được gọi là tiến hóa mặt trời, thay đổi rất nhiều trong khoảng thời gian. Khối lượng của ngôi sao càng cao thì chu kỳ tiến hóa càng ngắn, vì các ngôi sao có khối lượng cao hơn sử dụng nhiên liệu hydro của chúng nhanh hơn nhiều so với các ngôi sao có khối lượng thấp hơn. Quá trình này có thể mất ít nhất 2 triệu năm đối với các ngôi sao có khối lượng lớn. Các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn có thể tồn tại trong khoảng từ 3 đến 12 tỷ năm, chỉ trong khoảng thời gian tương tự như dự kiến cho thiên hà.
Lùn nâu
Các ngôi sao lùn nâu không có đủ khối lượng để thực hiện toàn bộ quá trình tổng hợp hạt nhân và chuyển từ trình tự chính sang các ngôi sao khổng lồ hoặc siêu khổng lồ. Nếu khối lượng của chúng nằm trong khoảng từ 12 khối lượng Sao Mộc và 78 khối lượng Sao Mộc, thì chúng hợp nhất với deuterium, đó là hydro nặng có thêm neutron, thành helium. Nếu chúng nhỏ hơn 13 khối Jupiter, phản ứng tổng hợp dừng hoàn toàn.