Stjärnornas storlekar är utplattade i Hertzsprung-Russell Diagrammet. Storlekarna sträcker sig från super jätte till brun dvärg. Uppfattningen av storleken på en stjärna kan också påverkas av stjärnans närhet och ljusstyrka. Enkelt sagt, en närliggande vit dvärg verkar vara ljusare än en avlägsen röd Super Giant. Det finns också otaliga andra faktorer som påverkar vår uppfattning om stjärnans storlek, och astronomer söker ständigt efter och upptäcker dem.
Super Giant Stars
Stjärnorna som är kända för Super Giants är lysande stjärnor med en massa som är mer än 10 gånger högre än vår sols och har börjat förfalla. Med dessa stjärnor samverkar kärnorna, uppvärmning och skjutning för att säkra heliumet mot kol och syre. När dessa stjärnor expanderar, närmar de storleken på de yttre planetens banor. Om detta händer blir de röda superjättar. När stjärnan försvinner komprimerar kol- och syreblandningen i kärnan och värmer, smältar i en blandning av neon, magnesium och syre. Vätgas- och heliumfusion rör sig ut, vilket gör inbyggda skal runt kärnan. När kolfusion dör ut, flyttar den återstående blandningen av neon, magnesium och syre också ut i ett skal. Röda superjättar kan också komma ihop, värma upp och bilda blå superjättar.
Jättestjärnor
Jättestjärnor börjar med en massa ca 0,8 till ca 10 gånger solens massa i vår sol. När de utvecklas går bränslet i kärnan ut och heliumkärnan kontraherar, värmer upp och expanderar sedan för att bilda ett skal runt den gamla kärnan. När det händer blir stjärnan ljusare och expanderar, och stjärnan blir en röd jätte.
Huvudsekvensen White Dwarf Stars
Huvudsekvensen vita dvärgstjärnor, som vår sol, ligger i centrala en del av deras utveckling. I denna fas smälter heliumet i kärnan i väte. Dessa stjärnor har en massa av 75 procent till 120 procent massan av vår sol. Huvudsekvensstjärnorna expanderar för att bli jätte eller super jätte stjärnor när kärnvätet löper ut. Denna utveckling, kallad sol evolution, varierar kraftigt inom tidsperioden. Ju högre stjärnans massa desto kortare är den evolutionära cykeln, eftersom högre massestjärnor använder sitt vätebränsle mycket snabbare än lägre massestjärnor. Denna process kan ta så lite som 2 miljoner år för högmassastjärnor. Mindre viktiga stjärnor kan vara så länge som 3-12 miljarder år, ungefär samma tidsrymd som projiceras för galaxen.
Brown Dwarfs
Bruna dvärgstjärnor har inte tillräckligt massa för att köra hela kärnfusionsprocessen och övergång från huvudsekvens till jätte- eller superjättestjärnor. Om deras massa är mellan 12 Jupiter-massor och 78 Jupiter-massor, säkrar de deuterium, vilket är tungt väte med en extra neutron, till helium. Om de är mindre än 13 Jupiter-massor, slutar fusionen helt och hållet.
