虽然是一颗恒星，但就像太阳一样，它在其一生中可以发生很大的变化。 那么，我们应该如何解释我们昨天看到的恒星大小的巨大差异呢？
如果将月球与太阳进行比较，您会发现必须将月球的 109 个碱基加在一起才能从太阳的一端到达另一端。 然而，有些星星比月亮小得多。 还有一些比月球绕太阳公转的轨道还要大得多！ 这怎么可能，什么决定了恒星的大小？
为什么星星会长到……许多不同的大小？ 也就是从比土星稍大的行星到超过土星轨道的太阳？
这是一个比你想象的更棘手的问题，因为在大多数情况下，我们看不到恒星的大小。
在夜空中，一幅深邃的望远镜图像清楚地显示出颜色和亮度各不相同的星星，但这里显示的所有星星都只有点。 由于观察相机的饱和度，大小差异是一种光学错觉。
即使通过望远镜，大多数恒星离我们的惊人距离也让我们很容易看到它们。 颜色和色温的差异很容易看出，大小完全不同。 一个特定大小的物体，在一定距离处，会有一个叫做角半径的东西：它在天空中的表观大小。 离太阳最近的恒星，半人马座阿尔法星，距离只有 4.3 光年，实际上直径比太阳大 22%。
这两个类似太阳的天体，半人马座 A 和 B，距离我们仅 4.37 光年，在我们太阳系中的木星和海王星之间运行。 但是，即使在这张哈勃图像中，它们也只是过饱和的点源； 表面不可见。
然而，正如我们所看到的，只有0.007弧秒的角半径，需要60弧秒才能转一弧分，需要60弧分才能得到一个度，需要360度才能转一个完整的圆。 即使是像哈勃这样的望远镜也只能解决大约 0.05 的问题。 全宇宙能真正解决这个问题的恒星少之又少。 这样的恒星通常是大质量的近距离恒星，例如贝特拉格斯或剑鱼座 R，它们是整个天空中半径最大的恒星之一。
Alpha ，一颗非常大的恒星的无线电图像，其光环覆盖了广阔的区域。 这是有史以来在月球上观测到的最少的物体之一。
幸运的是，有一些间接的探测方法可以让我们估算出一颗恒星的数学大小，而且这些方法非常可靠。 如果你有一个特别热的球形物体发出辐射，那么这样一颗恒星发出的辐射总量只有两件事：物体的空气温度和它的化学大小。 这样做的原因是，唯一向宇宙发射光的地方是恒星的表面，而球体的表面积总是遵循相同的公式：4r2，其中 r 是球体的直径。 如果你能检测到一颗恒星的距离、湿度和照度，你就可以通过应用数学定理知道它的直径（从而知道它的大小）。
这是红色星球 Uis 的图像，通过卢瑟福天文台的望远镜处理。 在大多数望远镜中，这颗明亮的恒星可能只是一个“点”，但它是已知最大的天体。
我们在观测时发现，有的恒星体积小到几十公里，有的则大到太阳的1500倍。 在这些巨星中，最大的是，半径约24亿公里，比土星绕日的轨道还大。 问题是，这种极端的恒星情况不适用于像我们太阳这样的恒星。 事实上天体物理是什么，最常见的恒星类型是像我们的太阳这样的主序星：一种主要由氢组成的恒星，通过将氢与氦核结合来获得能量。 它们的体积非常大，由恒星本身的质量决定。
在我们的银河系中发现了一个年轻的恒星形成区。 随着二氧化碳云在引力作用下坍塌，原恒星升温并变得更致密，最终在其核心引发聚变。
每次产生恒星时，引力收缩都会使恒星核心的势能（引力势能）转化为动能（热/运动）。 如果质量足够大，湿度就会高到足以在最外层区域引发核聚变，因为氢原子核会发生链式反应并转化为氦。 在质量较低的恒星中，只有一小部分中心会达到 400 万 K（开尔文）阈值并发生聚变，这将是一个非常缓慢的速度。 另一方面，最大的恒星质量可能是太阳的数百倍，核心温度可达数百万度，并以比太阳快数百万倍的速度将氢聚变成氦。
（现代）-Kenan 光谱分类系统，每个恒星类别的温度范围，以开尔文表示。 明天，绝大多数 (75%) 的恒星都是 M 级恒星，其中只有八分之一的大到足以成为超新星。
从这个意义上说，最小的恒星具有最小的外部通量和辐射压力，而质量较大的恒星具有更大的外部通量和辐射压力。 这种辐射能量是恒星引力坍缩的结果，但您可能会惊讶地发现这个距离相对较窄。 质量最低的红矮星，如比邻星和 VB10，只有太阳大小的 10%； 比土星稍大。 另一方面，最大的黑色巨星，质量是太阳的 250 倍。 而且只有太阳半径的30倍。 如果你把氢融合成氦，那么恒星的大小就不会改变。
在巨大的马云星云中的狼蛛星云中，星团 136 (R136) 是已知最大质量恒星的家园。 是最大的，质量是太阳的250倍。
并不是所有的恒星都将氢聚变成氦！ 最小的恒星根本不会融合任何东西，而最大的恒星将进入一个更有活力的生命阶段。 我们可以将大小范围内的恒星类型进行分解，我们发现有五个基类：
中子星：这种超新星遗迹包含 1-3 个太阳质量，但基本上被压缩成一个巨大的原子核。 它们仍然会发出辐射，但由于体积极小，它们的辐射剂量很小。 典型的中子星大小约为 20-100 公里。
白矮星：当一颗类太阳恒星耗尽其核心中最后的氦燃料时产生，当内层收缩时，氦燃料被吹走。 通常，白矮星的质量是太阳质量的 0.5 到 1.4 倍，但它的化学体积只有月球的体积：大约 10,000 公里，由高度压缩的原子构成。
主序星：这类恒星包括红矮星、类日恒星，以及我们之前讨论过的红色巨兽。 从大约10万公里到3000万公里，它们涵盖的范围相当大，但即使是最大的一个，如果取代太阳，也无法压倒水星。
红球星：那么，当你的核心中的氢耗尽时会发生什么？ 如果你不是一颗红矮星（在这种情况下，你会是一颗白矮星），引力收缩会使你的核心升温到如此程度，以至于你开始将氦聚变成碳。 哦，将氦聚变成碳比普通的旧氢聚变释放更多的能量，这会导致恒星膨胀。 简单的化学是，恒星边缘的外力（辐射）必须平衡内力（引力）以保持恒星稳定，但是如果外力大得多，你的恒星就必须大得多。 红球星的半径通常在 10-1.5 亿公里左右，足以将水星、金星和月球困住。
超级恒星：最小的恒星将赶上氦聚变并开始在其核心聚变更重的元素，如碳、氧，甚至硅和硫。 这样的恒星注定要经历超新星和/或黑洞的命运，在它们到达那里之前，它们会膨胀到巨大的尺寸，延伸到十亿（10 亿）公里或更多。 这些天体是所有行星中最大的，因为它们会压倒所有岩石行星、小行星带，如果它们要取代我们的太阳，最大的行星甚至会吞噬土星。
与巨型行星相比，明天的太阳很小，但在红球阶段，它将缩小到大角星的大小。 像这样巨大的超巨星永远无法超越我们的太阳。
对于最小的恒星，如中子星和白矮星这样的残余物，它们被困住的能量只能通过一个微小的表面区域逸出天体物理是什么，这个区域可以长时间保持它们的色温。 对于所有其他恒星，它们的大小由这个简单的平衡决定：从外部辐射到表面的力必须等于内部引力。 更大的辐射力意味着恒星膨胀到更大的尺寸，最大的恒星膨胀到数十亿公里。
如果计算正确，当月球膨胀成一个红色的球时，它不会被太阳淹没。 但是，它会显得非常非常热。
事实上，随着太阳年龄的增长，它的核心体温会下降，但它会随着时间的推移继续膨胀和升温。 在十亿或二十亿年后，除非我们采取措施将月球的轨道重新定位到安全的地方，否则它的温度将足以使月球的海洋沸腾。 如果给它足够的时间，它会膨胀成一颗红色的球星。 几亿年后，我们将比一些质量最大的恒星更大更亮。 尽管这可能令人印象深刻，但不要被推迟：在天文学中，大小很重要，但这不是唯一的衡量标准。 最小的中子星和最大的超球星，以及许多白矮星和主序星，仍然会比变成红球星的太阳质量更大！
编者注：并非所有恒星都将氢聚变成氦！ 最小的恒星根本不会融合任何东西，而最大的恒星将进入一个更有活力的生命阶段！
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