Для сравнения светимостей различных звезд принимается величина, равная светимости, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсеков от Земли. Ее называют абсолютной звездной величиной. Для Солнца, например, абсолютная звездная величина равна + 4,9. Светимость Сириуса в сорок раз больше светимости Солнца. Некоторые звезды обладают еще большей светимостью. С другой стороны, имеется большое число звезд, светимость которых намного меньше светимости Солнца; так светимость Протоксимы Центавра в 15 000, а красной звезды Вольф 359 в 50 000 раз меньше светимости солнца.
Цвет звезд определяется характером их спектров, поэтому спектральный анализ играет огромную роль при изучении звезд. Спектры звезд характерны тем, то у них на непрерывный фон наложены многочисленные темные и светлые линии, причем комбинации этих линий никогда не бывают одинаковыми для двух звезд. Все спектры известных нам звезд могут быть расположены в непрерывной последовательности. Это указывает на единство звезд, а также, как мы увидим дальше, на последовательность их эволюции, которая сопровождается постепенным изменением их спектров. Все звездные спектры разбиты на десять классов, их последовательность выражается следующим образом
Каждый спектральный класс, обозначенный определенной буквой, подразделяется еще на 10 подклассов, обозначаемых цифрами. После такого разделения последовательность спектров может быть изображена в виде:… В9— А0 — A1 — А2 — АЗ — А4 … — А9 — F0…
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.