Sisu
Tähtede suurus on joonisel Hertzsprung-Russelli diagramm. Suurused ulatuvad üligigandist pruunini kääbuseni. Tähe suuruse tajumist võivad mõjutada ka tähtede lähedus ja heledus. Lihtsamalt öeldes võib läheduses olev valge kääbus tunduda heledam kui kauge punane Super Hiiglane. On ka lugematu arv muid tegureid, mis mõjutavad meie ettekujutust tähe suurusest ning astronoomid otsivad ja avastavad neid pidevalt.
Super hiiglaslikud tähed
Super hiiglastena tuntud tähed on helendavad tähed, mille mass on meie päikesest rohkem kui kümme korda suurem ja on hakanud lagunema. Nende tähtedega tuumad tõmbuvad kokku, kuumutades ja süütades heeliumi süsiniku ja hapniku. Kui need tähed laienevad, lähenevad nad välimiste planeetide orbiitide suurusele. Kui see juhtub, muutuvad nad punasteks superhiiglasteks. Tähe lagunedes surub süsiniku ja hapniku segu südamikus kokku ja kuumeneb, sulandudes neooni, magneesiumi ja hapniku seguks. Vesiniku ja heeliumi liitmine kolib välja, muutes pesa kestad südamiku ümber. Kui süsiniku ühinemine sureb, liigub ka neooni, magneesiumi ja hapniku ülejäänud segu kestasse. Punased superhiiglased võivad ka kokku tõmbuda, kuumeneda ja moodustada siniseid superhiiglasi.
Hiiglaslikud tähed
Hiiglaslike tähtede mass algab umbes 0,8 kuni umbes 10-kordselt meie päikese päikese massist. Nende arenedes saab tuumas olev kütus otsa ja heeliumi tuum kahaneb, kuumeneb, seejärel paisub, moodustades kesta vana südamiku ümber. Kui see juhtub, muutub täht heledamaks ja laieneb ning täht muutub punaseks hiiglaseks.
Põhijärjestuse valged kääbustähed
Põhijärjestuse valged kääbustähed, nagu meie päike, on nende evolutsiooni keskosas. Selles faasis sulandub südamikus olev heelium vesinikuks. Nende tähtede mass on 75–120 protsenti meie päikese massist. Kui põhituumiku vesinik otsa saab, laienevad põhijärjestuse tähed hiiglaslikeks või ülikõrgeteks tähtedeks. See progressioon, mida nimetatakse päikese evolutsiooniks, varieerub ajaliselt suuresti. Mida suurem on tähe mass, seda lühem on evolutsioonitsükkel, sest suurema massiga tähed kasutavad oma vesinikkütust palju kiiremini kui väiksema massiga tähed. Suure massiga tähtede jaoks võib see protsess võtta vaid 2 miljonit aastat. Väiksema massiga tähed võivad kesta 3–12 miljardit aastat, umbes sama kaua kui galaktika jaoks ennustatakse.
Pruunid kääbused
Pruunidel kääbustähtedel ei ole piisavalt massi, et viia läbi täielik tuumasünteesi protsess ja üleminek põhijärjestusest hiiglaslikeks või üligigaanideks. Kui nende mass on vahemikus 12 Jupiteri massi ja 78 Jupiteri massi, sulatavad nad heeliumi deuteeriumi, mis on raske neutraalse vesiniku ja täiendava neutroniga. Kui need on väiksemad kui 13 Jupiteri massi, peatub termotuumasüntees täielikult.