Inledande massa:
* stjärnor med låg massa (mindre än 0,8 solmassor): Dessa stjärnor lever under mycket lång tid och bränner långsamt deras vätebränsle. De blir röda jättar och hamnar så småningom som vita dvärgar, som är relativt små och täta.
* Mellanmassastjärnor (0,8 till 8 solmassor): Dessa stjärnor tillbringar en kortare tid på huvudsekvensen men utvecklas fortfarande till att bli röda jättar. De går sedan igenom en serie scener och potentiellt upplever planetnebulor innan de slutar som vita dvärgar.
* högmassa stjärnor (större än 8 solmassor): Dessa stjärnor lever snabbt och dör unga. De brinner snabbt igenom bränslet och blir så småningom röda supergiants. Deras dödsfall är spektakulära, vilket resulterar i supernova -explosioner. Resterna av supernova kan vara neutronstjärnor eller svarta hål, beroende på den ursprungliga massan.
Slutstorlek:
* vita dvärgar: Dessa är resterna av stjärnor med låg massa och mellanliggande massa. De är extremt täta, ungefär storleken på jorden.
* neutronstjärnor: Dessa bildas från kärnorna med massiva stjärnor efter en supernova. De är oerhört täta och packar en massa större än vår sol i en sfär bara cirka 20 kilometer över.
* svarta hål: De mest massiva stjärnorna kollapsar i svarta hål efter en supernova. Dessa föremål är så täta att deras gravitationella drag är så stark att inte ens ljus kan fly. Deras storlek definieras av deras Schwarzschild -radie, som beror på deras massa.
Sammanfattningsvis:
* Medan en stjärns initiala massa spelar en avgörande roll i sin slutliga storlek, är det inte en enkel en-till-en-relation.
* Processen med stjärnutveckling leder till olika sluttillstånd för stjärnor med olika massor.
* Den slutliga storleken bestäms av den specifika evolutionära vägen som stjärnan tar, inte bara dess ursprungliga massa.
