1. Возраст (от сотен тысяч до 13-15 миллиардов лет).
2. Светимость
3. Температура
4. Масса
5. Химический состав

Светимость – полное количество энергии, излучаемой звездой за 1 секунду. Lc=4·1026 Вт.

Абсолютная звездная светимость – это светимость звезды при отнесении ее на расстояние 10 Пк.

Видимая звездная величина – величина, характеризующая звезду с точки зрения визуального наблюдения. Чем ярче звезда, тем более отрицательна её величина.

Наше Солнце: -26,72

Альфа Центавра +0,3

Температура поверхности влияет на цвет звезды, то есть, связана со спектром. Классы звезд по температуре (цвету):

O B A F G K M

Варианты мнемонического запоминания:

Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковку

Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!

Самые горячие звезды – белые и голубые, самые холодные – красные.

Зависимость между абсолютной светимостью звезды и ее температурой (классом) отражает диаграмма Герцшпрунга-Рессела.

Главная звездная последовательность показывает связь температуры и светимости. Звезды рождаются из газопылевой туманности, состоящей из гелия и водорода. При закручивании туманности образуются участки, которые разделяются на фрагменты. Звезда не рождается одна. Чаще всего в одном месте туманности рождаются сразу несколько протозвезд. При отделение каждого фрагмента освобождается энергия в виде инфракрасного излучения. В 1957 году было обнаружено скопление источников инфракрасного излучения в туманности Ориона, то есть, там идет образование звёзд. Дальнейшее сжатие протозвезд под действием гравитационных сил повышает температуру звезд, и освободившаяся энергия излучается в виде красного (иногда почти коричневого – прим. авт. консп.) света, образуются красные гиганты. При дальнейшем сжатии звезд температура повышается настолько, то звезда «зажигается», то есть, начинаются реакции термоядерного синтеза.

Звезда «садится» на главную последовательность, там находятся все живые звезды (то есть, звезды, в которых идут термоядерные реакции). Когда кончаются запасы водорода, звезда начинает стареть, и процесс старения связан с массой звезды. Если масса звезды меньше или равна 1,2 массы Солнца, то образуется гелиевое ядро, на поверхности которого в тонком слое еще горит оставшийся водород. Само ядро начинает сжиматься под действием гравитационных сил, температура повышается, и образуется плотное горячее ядро из гелия. В этих условиях из гелия не образуется более тяжелых элементов. Внешняя оболочка постепенно расширяется, и образуется так называемая планетарная туманность. Оболочка горит красным светом, звезда становится красным гигантом. Белый карлик (ядро) горит еще несколько миллионов лет, после чего превращается в чёрного карлика. Такова судьба Солнца.

Судьба более массивных звезд, масса которых превышает 1,2 массы Солнца, значительно более «трагична». Такие звезды живут несколько сотен миллионов лет. Если масса звезды составляет примерно 2,5-3 массы Солнца, то после прекращения термоядерных реакций в ядре звезды гравитационные силы начинают очень быстро сжимать ядро звезды. В ядре крайне быстро, скачком, образуется железо, а давление повышается настолько, что электроны «вдавливаются» в ядра атомов, в результате чего образуется нейтронная железная звезда. Происходит взрыв, разлетается остаточное вещество, такой процесс называется взрывом сверхновой. В 1054 году астрономы зарегистрировали взрыв сверхновой. Остается очень слабо светящееся быстро вращающееся ядро. Оно стремительно сжимается до радиуса 8-10 км, плотность составляет ρ=1015 г/см3, период обращения – 1,3 секунды. Звезда становится пульсаром, излучающим пучки горячих электронов с четкой периодичностью. В середине XX века сигналы, идущие от пульсаров, приняли за сигналы внеземных цивилизаций, этот феномен тогда получил название GLM (Green Little Men - маленькие зеленые человечки). (Прим. авт. консп.).

Постепенно вращение замедляется, и звезда прекращает своё существование.