Sisältö
Tähtien koot on esitetty Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Koot vaihtelevat super jättiläisestä ruskeaan kääpiöön. Tähteen läheisyyteen ja kirkkauteen voivat vaikuttaa myös tähden koon käsitys. Yksinkertaisesti sanottuna, lähellä oleva valkoinen kääpiö saattaa näyttää kirkkaammalta kuin kaukainen punainen Super Giant. On myös lukemattomia muita tekijöitä, jotka vaikuttavat käsitykseemme tähden koosta, ja tähtitieteilijät etsivät ja löytävät niitä jatkuvasti.
Super jättiläinen tähteä
Tähdet, jotka tunnetaan Super-jättiläisinä, ovat loistavia tähtiä, joiden massa on yli 10 kertaa suurempi kuin aurinkoomme, ja ne ovat alkaneet rapistua. Näiden tähtien kanssa ytimet supistuvat ja kuumenevat ja polttavat heliumin hiileksi ja happea. Kun nämä tähdet laajenevat, ne lähestyvät ulkoisten planeettojen kiertoratojen kokoa. Jos näin tapahtuu, niistä tulee punaisia super jättiläisiä. Tähden rapistuessa hiili- ja happiseos puristuu ytimeen ja kuumenee sulautuen neonin, magnesiumin ja hapen seokseksi. Vety- ja helium-fuusio muuttuvat pois, jolloin sisäkkäiset kuoret muodostavat ytimen. Kun hiili-fuusio kuolee, jäljellä oleva neonin, magnesiumin ja hapen seos liikkuu myös kuoreen. Punaiset super jättiläiset voivat myös supistua, kuumentua ja muodostaa sinisiä super jättiläisiä.
Jättiläinen tähdet
Jättiläisten tähdet alkavat massalla, joka on noin 0,8 - noin 10-kertainen auringomme aurinkopainoon nähden. Niiden kehittyessä ytimessä oleva polttoaine loppuu ja heliumydin supistuu, kuumenee, sitten laajenee muodostaen vaipan vanhan ytimen ympärille. Kun näin tapahtuu, tähti muuttuu kirkkaammaksi ja laajenee, ja tähti muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.
Pääsekvenssin valkoiset kääpiötähdet
Pääsekvenssin valkoiset kääpiötähdet, kuten aurinkomme, ovat evoluutionsa keskiosassa. Tässä vaiheessa ytimen heliumi sulaa vetyksi. Näiden tähteiden massa on 75 - 120 prosenttia aurinkojemme massasta. Pääsekvenssin tähdet laajenevat jättiläisiksi tai super jättilähteiksi, kun vetyydin loppuu. Tämä eteneminen, jota kutsutaan aurinkoenergiaksi, vaihtelee suuresti aikajaksolla. Mitä suurempi tähden massa on, sitä lyhyempi on evoluutiosykli, koska suuremman massan tähdet käyttävät vetypolttoainettaan paljon nopeammin kuin pienemmän painon tähdet. Tämä prosessi voi kestää niinkin vähän kuin 2 miljoonaa vuotta suurmassatähteillä. Pienemmän massan tähdet voivat kestää jopa 3-12 miljardia vuotta, vain suunnilleen saman ajanjakson kuin galaksille ennustetaan.
Ruskeat kääpiöt
Ruskeilla kääpiötähteillä ei ole tarpeeksi massaa täyden ydinfuusioprosessin suorittamiseksi ja siirtymiseksi pääsekvenssistä jättiläisiksi tai super jättilähteiksi. Jos niiden massa on välillä 12 Jupiter-massaa ja 78 Jupiter-massaa, ne sulauttavat deuteriumin, joka on raskas vety ylimääräisellä neutronilla, heliumiin. Jos ne ovat pienempiä kuin 13 Jupiter-massaa, fuusio pysähtyy kokonaan.