los tamaños de las estrellas se representan en el diagrama hertzsprung-russell. Los tamaños van desde super gigante a enana marrón. La percepción del tamaño de una estrella también puede verse afectada por la proximidad y el brillo de la estrella. En pocas palabras, una enana blanca cercana podría parecer más brillante que un súper gigante rojo distante. también hay una gran cantidad de otros factores que afectan nuestra percepción del tamaño de una estrella, y los astrónomos están constantemente buscando y descubriéndolos.
super estrellas gigantes
Las estrellas conocidas como súper gigantes son estrellas luminosas con una masa más de 10 veces superior a la de nuestro sol y han comenzado a decaer. Con estas estrellas, los núcleos se contraen, calentando y disparando para fusionar el helio con el carbono y el oxígeno. cuando estas estrellas se expanden, se acercan al tamaño de las órbitas de los planetas exteriores. Si esto sucede, se convierten en súper gigantes rojos. A medida que la estrella se desintegra, la mezcla de carbono y oxígeno se comprime en el núcleo y se calienta, fundiéndose en una mezcla de neón, magnesio y oxígeno. La fusión de hidrógeno y helio se mueve hacia afuera, formando conchas anidadas alrededor del núcleo. cuando la fusión de carbono se extingue, la mezcla restante de neón, magnesio y oxígeno también se mueve hacia una capa. Los súper gigantes rojos también pueden contraerse, calentarse y formar súper gigantes azules.
estrellas gigantes
Las estrellas gigantes comienzan con una masa de aproximadamente 0,8 a aproximadamente 10 veces la masa solar de nuestro sol. a medida que evolucionan, el combustible en el núcleo se agota y el núcleo de helio se contrae, se calienta y luego se expande para formar una concha alrededor del núcleo antiguo. cuando eso sucede, la estrella se vuelve más brillante y se expande, y la estrella se convierte en una gigante roja.
secuencia principal estrellas enanas blancas
La secuencia principal de las estrellas enanas blancas, como nuestro sol, se encuentra en la parte central de su evolución. En esta fase, el helio en el núcleo se fusiona en hidrógeno. estas estrellas tienen una masa del 75 por ciento al 120 por ciento de la masa de nuestro sol. las estrellas de la secuencia principal se expanden para convertirse en estrellas gigantes o súper gigantes cuando se acaba el hidrógeno del núcleo. esta progresión, llamada evolución solar, varía mucho en el lapso de tiempo. cuanto más alta es la masa de la estrella, más corto es el ciclo evolutivo, porque las estrellas de mayor masa utilizan su combustible de hidrógeno mucho más rápidamente que las estrellas de menor masa. este proceso puede tomar tan poco como 2 millones de años para las estrellas de gran masa. Las estrellas de menor masa pueden durar entre 3 y 12 mil millones de años, casi el mismo lapso de tiempo que se proyecta para la galaxia.
enanas marrones
Las estrellas enanas marrones no tienen suficiente masa para ejecutar el proceso completo de fusión nuclear y la transición de la secuencia principal a las estrellas gigantes o súper gigantes. si su masa está entre 12 masas de júpiter y 78 masas de júpiter, fusionan deuterio, que es hidrógeno pesado con un neutrón extra, al helio. si son más pequeñas que 13 masas de júpiter, la fusión se detiene por completo.