Les tailles des étoiles sont représentées dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. Les tailles vont du super géant au nain brun. La perception de la taille d'une étoile peut également être affectée par la proximité et la luminosité de l'étoile. En d'autres termes, une naine blanche voisine peut sembler plus brillante qu'une Super Giant rouge distante. Il y a aussi une myriade d'autres facteurs qui affectent notre perception de la taille d'une étoile, et les astronomes sont constamment à la recherche et à les découvrir.

Étoiles super géantes

Les étoiles connues sont des super géants étoiles lumineuses avec une masse plus de 10 fois supérieure à celle de notre soleil et ont commencé à se décomposer. Avec ces étoiles, les noyaux se contractent, chauffent et tirent pour faire fondre l'hélium en carbone et en oxygène. Lorsque ces étoiles se développent, elles s'approchent de la taille des orbites des planètes extérieures. Si cela arrive, ils deviennent des super-géants rouges. Lorsque l'étoile se désintègre, le mélange de carbone et d'oxygène se comprime dans le noyau et chauffe, fusionnant en un mélange de néon, de magnésium et d'oxygène. La fusion de l'hydrogène et de l'hélium sort, formant des coquilles imbriquées autour du noyau. Lorsque la fusion du carbone disparaît, le mélange restant de néon, de magnésium et d'oxygène se déplace également dans une coquille. Les super géants rouges peuvent aussi se contracter, se réchauffer et former des super-géants bleus.

étoiles géantes Les étoiles géantes commencent avec une masse d'environ 0,8 à environ 10 fois la masse solaire de notre soleil. Au fur et à mesure qu'ils évoluent, le combustible dans le cœur s'épuise et le noyau d'hélium se contracte, se réchauffe, puis se dilate pour former une coque autour de l'ancien noyau. Quand cela arrive, l'étoile devient plus brillante et se dilate, et l'étoile devient un géant rouge.

Séquence principale Les étoiles naines blanches

Les étoiles naines blanches de la séquence principale, comme notre soleil, sont au centre partie de leur évolution. Dans cette phase, l'hélium dans le noyau fusionne en hydrogène. Ces étoiles ont une masse de 75 à 120% de la masse de notre soleil. Les étoiles de la séquence principale se dilatent pour devenir des étoiles géantes ou super géantes lorsque l'hydrogène du noyau s'épuise. Cette progression, appelée évolution solaire, varie considérablement dans le temps. Plus la masse de l'étoile est élevée, plus le cycle évolutif est court, car les étoiles de plus grande masse utilisent leur combustible à hydrogène beaucoup plus rapidement que les étoiles de masse inférieure. Ce processus peut prendre aussi peu que 2 millions d'années pour les étoiles de grande masse. Les étoiles de plus petite taille peuvent durer entre 3 et 12 milliards d'années, soit à peu près le même laps de temps que prévu pour la galaxie.
Naines brunes

Les étoiles naines brunes n'ont pas assez masse pour exécuter le processus de fusion nucléaire complète et la transition de la séquence principale à des étoiles géantes ou super géantes. Si leur masse est comprise entre 12 masses de Jupiter et 78 masses de Jupiter, elles fusionnent le deutérium, qui est de l'hydrogène lourd avec un neutron supplémentaire, en hélium. Si elles sont plus petites que 13 masses de Jupiter, la fusion s'arrête complètement.