Основой для изучения звездной эволюции является диаграмма Герцшпрунга — Рессела (диаграмма Г — Р), впервые построенная этими учеными в первой четверти нашего столетия. На ее горизонтальной оси откладываются спектральные классы звезд или показатели цвета. На вертикальной оси — абсолютные звездные величины или логарифмы светимости. Зная спектральный класс (или показатель цвета) звезды и ее абсолютную звездную величину (или светимость), можно нанести на диаграмму точку, представляющую данную звезду.

Оказалось, что диаграмма Г — Р заполняется точками неравномерно и на ней выделяются некоторые последовательности, обозначаемые теперь римскими цифрами — классами светимости. Наиболее густо усеяна точками область, прилегающая к линии V, которая названа главной последовательностью. Параллельно ей, несколько ниже, идет последовательность VI ярких субкарликов. В верхней части диаграммы расположились; lа — яркие сверхгиганты (L ~ 10000), lab — промежуточные сверхгиганты, lb — слабые сверхгиганты (L ~ 5000), II — яркие гиганты, III — слабые гиганты. Ниже, около линии IV, расположены субгиганты. Наконец, в нижней части диаграммы находятся помеченные цифрами Vila и VHb белые карлики, которые лучше было бы назвать лилипутами.

Эти цифры — классы светимости — приписываются также к символу спектрального класса звезды, после него.

Смысл этих названий становится ясным, если вспомнить формулу. Пользуясь ею, можно по показателю цвета вычислить температуру звезды, а зпая светимость, определить с помощью формулы ее радиус. Подсчеты показывают, что радиусы гигантов и сверхгигаптов превосходят радиус Солнца в 50— 1000 раз, почему они и получили свои названия. Радиусы звезд главной последовательности примерно такие же, как у Солнца, в то время как белые карлики во много раз меньше нашего дневного светила и сравнимы по размерам с Землей.

Вместе с тем массы звезд пе столь различны, как их радиусы. Разделив массу па объем звезды, можно вычислить среднюю плотность вещества. Так, было установлено, что у сверхгигантов плотность очень мала; в некоторых случаях она доходит до 10 в минус 9 г/см3. У звезд-карликов, принадлежащих главной последовательности, она порядка 1—10 г/см3, а у белых карликов доходит до 106 г/см3.

Сравнительно недавно открыты так называемые нейтронные звезды, светимость которых мала, радиусы порядка 30 км, а плотность вещества порядка 10 в 14 степени на г/см3.

Диаграмма Г—Р получила эволюционное истолкование. Вполне понятно, что если вблизи какой-то из последовательностей скапливается много точек, то можно предполагать, что эти стадии развития более длительные. Не вызывает сомнений, что звезда в процессе своего развития изменяет и температуру, и светимость. Следовательно, звезда должна изменять свой спектральный класс, и представляющая звезду точка должна описывать на диаграмме Г — Р во время эволюции некоторую кривую, называемую эволюционным треком. Теперь эти треки рассчитываются теоретически на основе теории внутреннего строения звезд.

Выяснено, что существенную роль играют начальная масса звезды и начальный химический состав ее вещества.

Опишем вкратце основные этапы звездной эволюции. Современная теория эволюции звезд предполагает, что звезда образуется при конденсации холодного диффузного вещества, рассеянного в виде газо-пылевых облаков в космическом пространстве (правда, существует и иная точка зрения на природу протозвезд).

Начальный этап эволюции состоит в следующем. Протозвезда — диффузное облако с центральным уплотнением — принимает сферическую форму. Под влиянием взаимного тяготения вещество начинает сжиматься; при сжатии выделяется теплота и недра звезды разогреваются все сильнее и сильнее. Поверхность звезды начинает излучать, и в начале «темная» протозвезда теперь стаповится видимой. Звезда вступает на диаграмму Г — Р в правой ее части, на котором изображепы эволюционные треки звезд различной начальной массы от 0,5 до 15 масс Солнца.

Звезда по эволюционному треку движется справа палево, как это видно из логарифмов температуры, отложенных на горизонтальной оси графика. В процессе сжатия звезды разогреваются. Звезды большей начальной массы эволюционируют быстрее.

Для первого этапа звездной эволюции характерна большая коннективность — интенсивное перемешивание вещества, что, в частности, является причиной неустойчивости звезды и переменности ее блеска, нерегулярной п часто вспышечной. Такова переменность молодых звезд и ее причина.

Этот этап звездной эволюции заканчивается конечной точкой трека, выходом звезды па начальную главную последовательность. Теперь температура недр звезды становится столь высокой, что в них начинаются ядерные реакции — звезда превращается в «ядерный котел»; наступает второй, очень длительный этап эволюции звезды. Положение точки на главной последовательности диаграммы Г — Р изменяется очень мало, до тех пор, пока водород, превращающийся в гелий, в значительной степени не израсходуется.

Отметим три особенности этого этапа эволюции звезды. Так как звезда может оставаться на главной последовательности миллиарды лет, то эта часть диаграммы Г — Р наиболее густо усеяна точками. Звезды, обладающие большими массами и светимостями, расходуют энергию излучения более щедро и, следовательно, эволюционируют быстрее. Во время нахождения па главной последовательности звезда более устойчива и потому физическая переменность почти не проявляется.

Когда «выгорит» значительный процент водородного содержания недр звезды, начинается третий этап эволюции: звезда увеличивает свои размеры (и светимость), постепенно охлаждаясь (на поверхности) и превращаясь в гигант; при этом средняя плотность ее вещества существенно уменьшается.

Для этого этапа эволюции характерны нарушения равновесия внутренних сил (тяготения и газового, в том числе и лучистого, давлений), что сопровождается пульсациояными движениями во внешних частях звезды. Это приводит к переменности блеска звезды, как периодической, так и иррегулярной.

Что ждет звезду дальше? У нее образуется плотное ядро и протяженная диффузная оболочка. Рассеяв свою оболочку в пространство, звезда оголяет сверхплотное ядро и превращается в белого карлика. Если это сопровождается мощным взрывом, то мы наблюдаем появление «новой» звезды- А после взрыва сверхновых звезд оголяется еще более плотное ядро — нейтронная звезда. Такая звезда имеет массу, сравнимую с массой Солнца, ее радиус порядка 30 км, а плотность доходит до 10 в 14 степени на г/см3!