Спектр звезд зависит не только от химического состава, но и от их температуры. Различие температур вызывает разнообразное состояние атомов химических элементов в атмосфере звезды. Последнее обстоятельство определяет главным образом большие разновидности спектров звезд. Поясним это положение несколькими примерами. Звезды класса М имеют температуру поверхности около 3000°; это самые холодные звезды плоской составляющей Галактики. При такой температуре могут существовать некоторые химические соединения, такие, как окись титана, которые образуют в спектре широкие полосы поглощения. Звезды классов К и G имеют температуру поверхности 4000–6000°. В спектрах этих звезд преобладают линии атомов металлов. В звездах класса F температура поверхности равна около 7500°, вследствие чего возможна ионизация атомов металлов. Поэтому в спектрах звезд этого класса наблюдаются линии ионизированных атомов металлов.

Для звезд спектрального класса А характерна температура поверхности 8000—10 500°. При этой температуре от атомов металлов уже отрываются два и более электрона и также начинает ионизироваться водород. У звезд класса В температура поверхности достигает 12 000—25 000°. В атмосферах этих звезд происходит ионизация атомов кислорода и азота. В спектрах, кроме линий, соответствующих этим элементам, появляются линии неионизированного гелия. Самые горячие звезды относятся к классу О, они имеют температуру от 25 000 до 50 000° и даже более. При такой температуре наступает ионизация гелия, и его линии в спектре очень характерны для звезд этого класса.

С изменением температуры звезд изменяется и их цвет. Так, звезды классов О и В самые горячие, имеют белую, слегка голубоватую окраску. Звезды класса А белые. Для звезд класса F характерен желтоватый оттенок. К желтым звездам относятся звезды класса G. Звезды класса К оранжевые, а зведы классов Μ, N и R красные. К голубым звездам относится звезда Пласкетта, — одна из горячих звезд, температура поверхности которой около 28 000°. Солнце относится к желтым звездам с температурой поверхности 6000°.

Со светимостью звезды тесно сязана ее масса. Советский астроном Π. П. Паренаго на основании многочисленных наблюдений пришел к выводу, что светимость большинства звезд пропорциональна ее массе в степени 3,3. Кроме того, существует, конечно, соответствие между диаметром звезды и ее светимостью. Звезды сильно различаются по своим диаметрам и массам; очень большие звезды почти всегда принадлежат к классам К или М и называются красными гигантами или сверхгигантами. К таким звездам относится, например, красный гигант Антарес — главная звезда в созвездии Скорпиона. Большинство звезд, однако, имеет размеры, близкие к размерам Солнца. Сириус, например, только в два раза больше Солнца и в два раза тяжелее его. Большой интерес представляют белые звезды очень малых размеров — это группа белых карликов. К ним относятся спутник Сириуса — Щенок, звезда ван-Маанена и Вольф 457. Масса Щенка почти равна массе Солнца, диаметр его в 33 раза меньше. Объем такой звезды в 36 000 раз меньше, чем объем Солнца. Светимость Щенка составляет всего 2 % светимости Солнца. Одна из самых маленьких звезд — звезда Вольф 457—по размерам меньше Марса, а недавно обнаружена звезда, равная по размерам Луне. Светимость таких звезд чрезвычайно мала, поэтому их очень трудно наблюдать, хотя в настоящее время известно уже несколько сот белых карликов.

Большие различия наблюдаются между звездами и по плотности. Средняя плотность Солнца равна 1,5 г/с м, плотность красных гигантов — примерно 0,0000016 г/см. Последняя величина почти в тысячу раз меньше плотности воздуха в обычных земных условиях.

Поразительные данные в отношении плотности найдены для белых карликов. У Щенка плотность в 24 500 раз превышает плотность Солнца. Еще выше плотность звезды ван-Маанена, она в 300 000 раз больше, чем плотность Солнца. Один литр вещества такой звезды весит 36 000 т. Обнаружены белые карлики, 1 см вещества которых весит от 4 до 8 т. Такую плотность вещества трудно себе представить в наших земных условиях, существование ее можно объяснить лишь тем, что атомы вещества белых карликов почти совершенно лишены электронов. Поэтому появляется возможность сжатия вещества до огромных плотностей.

Мы видели, что в пределах нашей Галактики наблюдается чрезвычайно большое разнообразие звезд, которые различаются между собой по цвету, размерам, плотности и светимости. Однако с каждым годом становится все яснее, что для каждой составляющей Галактики характерны звезды более или менее одного типа, причем для них существует определенная зависимость между различными параметрами звезд и прежде всего между цветом звезды или их спектральным классом и светимостью. Эта зависимость видна из диаграммы «цвет — светимость» (рис. 15), названной диаграммой Герцшпрунга — Рассела. Из этой диаграммы видно, что звезды располагаются на ней не хаотично, а по вполне определенным направлениям, которые в астрономии называются последовательностями.

Рис. 15. Диаграмма «цвет — светимость».

Каждая последовательность есть совокупность однородных по своим характеристикам звезд, имеющих близкоестроение. Диаграмма для звезд плоской составляющей нашей Галактики имеет пять последовательностей — сверхгиганты, гиганты, субгиганты, звезды главной последовательности и белые карлики.

Основное количество звезд принадлежит к главной последовательности, она проходит от верхнего левого угла диаграммы (см. рис. 15) к нижнему правому углу. Самые яркие и большие звезды этой последовательно-:ти (белые и голубые) лежат в левом верхнем углу. К ним относится Сириус, положение которого на диаграмме обозначено квадратом. Эти звезды самые яркие во всей плоской составляющей Галактики, которая поэтому ярче всего видна на фотопластинках, чувствительных к обычному свету.

В главной последовательности расположено и Солнце, на рис. 15 оно изображено крестиком. В правом нижнем углу главной последовательности располагаются красные карлики с очень низкой светимостью. Выше главной последовательности в правом углу диаграммы расположены последовательности красных гигантов и сверхгигантов, у которых высокая светимость сочетается с красным цветом и низкой температурой. Между главной последовательностью и красными гигантами расположены субгиганты.

В левом углу диаграммы ниже главной последовательности располагаются белые звезды, они имеют высокую температуру, но низкую светимость: это белые карлики. Между ними и главной последовательностью расположены субкарлики, которые относятся к сферической составляющей и представляют сохранившуюся там в процессе эволюции часть главной последовательности. Число белых карликов и субкарликов на диаграмме очень мало; это связано исключительно с трудностями их обнаружения. На самом деле их должно быть больше, чем красных гигантов и ярких белых звезд, но меньше, чем красных карликов. По подсчетам В. А. Амбарцумяна число звезд главной последовательности превышает 100 млрд., число белых карликов равно около 100 млн., число же красных гигантов равно лишь около 100 000.

В 1947 г. советский астроном Б. А. Воронцов-Вельяминов установил, что от звезд класса О и до белых карликов диаграмма заполнена различными объектами с высокой светимостью — звездами с яркими линиями в спектре, называемыми звездами Вольф-Райе, планетарными туманностями и новыми звездами. Он предложил назвать эту группу космических тел бело-голубой последовательностью.

Изучать спектры и светимости звезд сферической составляющей Галактики очень трудно. Только в самые последние годы обнаружили, что 'звезды этой составляющей образуют многочисленные шаровые скопления (рис. 16). Каждое из них содержит около 100 000 звезд и характеризуется заметным увеличением плотности звезд по направлению к центру.