Галактика до возникновения в ней звезд была газовой и содержала почти исключительно водород. Более тяжелые элементы могли возникнуть только в процессе ядерных реакций в недрах звезд и конвекцией выносились в их внешние слои. Выброс газов с их поверхности, особенно при катастрофических вспышках, обогащал галактические газы тяжелыми элементами. Поэтому звезды, возникшие позднее в диске, содержат больше тяжелых металлов.
Теперь легче понять диаграмму Г — Р наиболее молодых скоплений, таких как М16 (иначе NGC 6611), с возрастом всего лишь 200 000 лет, которые моложе, чем человечество! (Последнее возникло около 1 500000 лет назад.) На главной последовательности этого скопления лежат горячие звезды, классов примерно от АО до О5, а более слабые и холодные находятся правее, выше нулевой главной последовательности. Но это очень молодые звезды, еще продолжающие гравитационное сжатие. По последней теории японского астронома Хаяши можно вычислить время, необходимое звезде, чтобы она могла при данной массе, сжимаясь, дойти до радиуса и светимости, соответствующих данной последовательности. Среди таких молодых звезд много переменных типа RW Возничего и звезд с яркими линиями в спектре. Эти факты рассматриваются как признаки неустойчивости, проявляющейся при гравитационном сжатии.
После достижения звездами стадии красных гигантов, когда в их ядре идет выгорание гелия, звезды переходят на диаграмме опять налево, образуя более пологую последовательность. По новым расчетам Кипенхана это движение их сложно, с временными возвращениями по диаграмме назад; звезды эволюционируют с различной скоростью на разных участках этого пути. В некоторых областях они при этом на время становятся пульсирующими звездами — цефеидами разных периодев. Более массивные, бывшие когда-то яркими звездами спектрального класса В, становятся долгопериодическими цефеидами большой светимости, а менее массивные становятся корот-копериодическими цефеидами, особенно характерными для некоторых шаровых скоплений, и имеют периоды короче суток. Их светимость меньше. Наблюдался случай, когда переменность цефеиды почти сразу прекратилась. Цефеиды заполняют пробелы на диаграмме Г — Р, где нет обычных звезд. Это зоны неустойчивости в эволюции звезд.
Еще не все на диаграмме Г — Р ясно; требуются дополнительные наблюдения и расчеты. В частности, неуверенность есть в более поздних путях эволюции звезд. Предполагают, что, исчерпав весь гелий, звезда быстро сжимается — в этой фазе эволюции звезду трудно найти. Она не имеет уже источников энергии и превращается в крайне плотный белый карлик. Белый карлик расходует так мало энергии, что в этом состоянии может прожить много миллиардов лет и является, как шутят ученые, «горячим трупом». Неясно, может ли звезда уплотниться больше, чем белый карлик. Некоторые допускают, что он может превратиться в нейтронную звезду.
Но судьба превратиться в белого карлика возможна лишь для звезд с массой, меньшей чем 1,4 массы Солнца. При большей массе белый карлик неустойчив и, может быть, взрывается, как сверхновая звезда, что было бы концом более массивных звезд. А может быть, они неоднократно взрываются, как новые звезды, и, сбрасывая этим излишек массы, тоже превращаются в белые карлики.
Заметим, что мы не знаем пока ни одной «потухшей» звезды. Самые холодные из известных, инфракрасные звезды, не могут быть угасающими звездами. По всем признакам они еще будут разогреваться.
Из всего сказанного нами выше уже ясны современные представления о возникновении галактик. Вероятно, раньше Метагалактика являлась огромнейшим уплотненным облаком водорода, в котором одновременно шел распад на меньшие облака и их взаимное удаление со скоростью, убывающей по мере удаления. Неоднородности в облаках вели к гравитационной конденсации газа в звезды внутри сферических объемов. Так возникали эллиптические галактики. Их звезды теперь стары и бедны металлами. При наличии более быстрого вращения газовая масса, обогащаемая тяжелыми элементами, поступающими из старых звезд, сплющивалась. Возникали сжатые галактики с их диском, в котором рождались звезды более молодые и более богатые металлами. Вероятно, не без участия магнитного поля газ в диске концентрировался вдоль спиральных ветвей, выходящих из ядра, где процесс звездообразования шел наиболее интенсивно и где он продолжается и сейчас тем заметнее, чем там больше осталось газа. Таковы спирали «поздних типов» и неправильные галактики. В последних, как в Большом Магеллановом Облаке, есть молодые шаровые скопления, у которых диаграмма Г — Р более похожа на диаграммы рассеянных скоплений. Старые рассеянные скопления нашей Галактики с диаграммами, похожими на диаграммы старых шаровых скоплений, находятся далеко от плоскости Галактики. Там они меньше разрушались под действием притяжения проходящих звезд и, имея сами много звезд, были более устойчивы. Их звезды, расходясь, пополняют звездное население диска, а выбросы газов звездами дают материал для все нового, но уже замирающего звездообразования. Многое в картине развития миров нам еще не ясно.