В левом нижнем углу диаграммы помещаются белые карлики. Долгое время считали, что белые карлики не подчиняются какому-либо определенному закону распределения. Однако в 1946 г. советский астроном П. П. Паренаго обнаружил возможность построить для белых карликов две определенные линии, располагающиеся, за исключением их правого конца, довольно близко к горизонтали.
Согласно статистическим подсчетам Койпера подавляющее большинство (95 %) наблюдаемых звезд может быть представлено точками, расположенными по диагонали диаграммы. Эта совокупность звезд образует так называемую главную последовательность. Следующей наиболее многочисленной группой являются белые карлики (3 %).
Были проведены также исследования связи между массой и светимостью звезд. Эти исследования показали, что, за исключением белых карликов (а также субкарликов), для звезд каждого класса светимость растет одновременно с массой. Эта закономерность особенно отчетливо выражена для звезд главной последовательности. В целях наглядности мы приводим на рис. 3 значения нескольких масс для звезд, принадлежащих главной последовательности и классу гигантов (цифры, обведенные маленькими кружочками, указывают массу звезды по сравнению с массой Солнца, принятой за единицу; например, масса Капеллы составляет 4,2 массы Солнца).
Весьма специфическое расположение точек, представляющих различные звезды на диаграмме Рессела, очевидно, не является простой случайностью, и астрономы сразу же попытались вывести отсюда законы эволюции звезд.
Сначала предположили, что основная часть звезд рождается в виде голубых гигантов, затем, постепенно охлаждаясь, проходит различные этапы главной последовательности и кончает свой путь в виде угасающих красноватых карликов. Однако ветвь гигантов, открытая в то же время, что и главная последовательность, оставалась вне этой эволюционной схемы. Астроном Локьер предложил поэтому другую схему. Согласно этой схеме звезды рождаются в виде красных гигантов, имея небольшую температуру; затем они начинают сжиматься, и по мере сжатия все более разогреваются и приобретают последовательно все цвета, какие можно наблюдать, например, при раскаливании в горне куска железа. Звезда становится сначала желтой, затем белой и, наконец, голубой, пробегая линию гигантов справа налево. После того как звезда приобретает максимальную температуру (несколько десятков тысяч градусов), она продолжает сжиматься, но при этом уже охлаждается: из голубой она постепенно превращается в красную, проходя все промежуточные стадии и опускаясь вдоль диагонали главной последовательности слева направо.
Локьер основывал свою схему на теории диссоциации, которая, как выяснилось позднее, является ошибочной. В настоящее время решение проблемы звездной эволюции связывается с новыми теориями об источниках энергии излучения звезд. Ниже мы возвратимся к этому вопросу, а сейчас лишь заметим, что, по-видимому, не существует единого пути эволюции для всех звезд.
Самую большую услугу современной космогонии призваны оказать две категории звезд: новые и переменные звезды, изменения которых проявляются не в течение исключительно больших по сравнению с человеческой жизнью промежутков времени, а легко наблюдаются на протяжении дней или месяцев.
Новые звезды представляют собой звезды небольшой светимости, которые внезапно как бы «вспыхивают», становятся необычайно яркими, но затем в течение нескольких недель или месяцев их яркость постепенно уменьшается, и звезды приобретают почти прежний вид. Внимательное изучение этого явления показывает, что мы имеем дело с настоящим взрывом на звезде и с выбросом газов со скоростью до 1000 км/сек.
Переменные звезды — это звезды, яркость которых также испытывает заметные изменения, хотя и не такие резкие. У одних звезд изменения яркости носят периодический характер, у других такая периодичность отсутствует (неправильные переменные). Как показали работы советских астрономов Кукаркина и Паренаго, неправильные переменные по своим свойствам несколько похожи на новые. Действительно, можно рассматривать новые звезды как переменные, вспышки которых следуют через неодинаковые интервалы (в среднем через сотни или тысячи лет). Были уже отмечены две последовательные вспышки одной звезды в созвездии Северной Короны в 1866 г. и в 1946 г. При каждом взрыве такая звезда выбрасывает лишь весьма небольшое количество своей массы — примерно одну стотысячную долю. Следовательно, это не изменяет существенно физического состояния звезды. Добавим также, что новые звезды образуют специфическую группу, так что не всякая звезда может стать новой.