Можно наметить две группы физических характеристик звезд. В первой — спектральный класс, показатель цвета, температура поверхности, во второй — светимость и масса. В каждой группе характеристик достаточно знать одну, чтобы получить значения других характеристик этой группы. Но две характеристики, взятые из разных
групп, взаимно независимы, Например, звезда данного спектрального класса может иметь и низкую, и высокую светимость.

Однако из того, что звезды данного спектрального класса могут иметь различную светимость, а звезды дан­ной светимости — различный спектральный класс, еще не следует, что эти две характеристики совершенно неза­висимы одна от другой. Из этого только следует, что зависимость между этими двумя характеристиками не настолько сильна, чтобы, зная одну из характеристик, мы могли определенно, достоверно получить значение другой характеристики.

Чтобы выяснить, нет ли какой-нибудь зависимости между спектральным классом и светимостью звезды, в начале нашего века два астронома, голландец Герцшпрунг и американец Рессел, независимо друг от друга построили специальную диаграмму. По горизонтальной оси диаграммы они откладывали последовательность спектральных классов от О до М, а по вертикальной аб­солютные звездные величины звезд так, чтобы они убы­вали вверх по оси и, следовательно, светимости росли. Если определить спектральный класс и абсолютную звездную величину какой-нибудь звезды, то, восставив из соответствующих мест осей перпендикуляры до их пересечения, мы найдем точку, положение которой в свою очередь однозначно задает эти две характеристики — спектральный класс и абсолютную величину звезды. Зна­чит, каждая звезда изобразится на диаграмме точкой, и если изучается много звезд, то можно рассмотреть, как располагаются на диаграмме получаемые точки. Если бы зависимость между спектральным классом и абсолютной звездной величиной была тесная, то все точки на ди­аграмме располагались бы вдоль какой-то одной линии. Тогда, зная, например, спектральный класс звезды, мож­но было бы, восставив из соответствующего места гори­зонтальной оси перпендикуляр до пересечения с этой линией, определить абсолютную звездную величину звез­ды. Если &е между спектральным классом и абсолютной звездной величиной нет никакой зависимости, то точки на диаграмме должны почти равномерно покрыть область, охватывающую все возможные значения спектральных, классов и абсолютных звездных величин.

Если, наконец, между спектральным классом звезды и ее абсолютной звёздной величиной имеется зависимость, но эта зависимость носит сложный характер, то на ди­аграмме должны образоваться различные области, в ко­торых точки сосредоточены теснее, и области, в которых точки встречаются редко или отсутствуют вовсе.

Именно такая картина не сильной, но весьма сложной зависимости и представилась, когда Герцшпрунг и Рессел, а вслед за ними многие другие астрономы стали изучать диаграмму, которая теперь называется диаграм­мой спектр — светимость.

Мы видим, что точки на диаграмме располагаются вдоль пяти полос и не встречаются в других местах. Каждую полосу принято называть последовательностью и каждая последовательность получила свое название. Самая длинная последовательность, простирающаяся от спектрального класса О до М8, богато насыщенная звез­дами, называется главной последовательностью. К этой последовательности принадлежит больше всего звезд. В их числе и наше Солнце, отмеченное на диаграмме кру­жочком. Под главной последовательностью располагается последовательность субкарликов. Звезда-субкарлик излучает в 4—5 раз меньше света, чем звезда главной после­довательности того же спектрального класса. Еще ниже располагаются последовательности белых карликов. Эти звезды называют так из-за их малой светимости, которая в 200—6000 раз меньше светимости звезд того же спект­рального класса главной последовательности, а также потому, что среди них преобладают белые и желтые звезды. От главной последовательности, в том месте, где расположены звезды спектральных классов Р и С, отхо­дит ветвь красных гигантов. Наконец, в самом верху диаграммы расположена последовательность сверхгиган­тов—звезд наибольшей светимости, излучающих в де­сятки тысяч раз интенсивнее, чем наше Солнце.

Несмотря на то, что звезды принадлежащие к одной какой-нибудь последовательности, имеют различный спек­тральный класс и различную светимость, очевидно, что

их связывает какая-то общность. Трудно, конечно, сразу сказать, в чем состоит эта общность. Может быть, они сформировались в одной области Вселенной? Или имеют одинаковый возраст? Быть может, их роднит общность химического состава? Выяснением этого трудного вопроса мы займемся позднее. Сейчас же отметим самый факт разбиения всего звездного населения на пять последова­тельностей — своеобразных звездных племен, звезд­ных рас.

Нужно оговориться, что воспроизведенная здесь ди­аграмма спектр — светимость построена по звездам, окру­жающим Солнце. Нельзя заранее утверждать, что и в других звездных системах звездное население состоит из тех же последовательностей.

Как же многочисленны звезды различных последова­тельностей? Для того чтобы сделать эту оценку, необхо­димо учесть, что звезды-сверхгиганты благодаря их ог­ромной светимости наблюдаются на очень больших рас­стояниях, а среди карликов видны только ближайшие к нам. Сверхгиганты наблюдаются из объема во много раз большего, чем карлики. Поэтому, чтобы перейти от видимых численностей сверхгигантов и карликов к их действительным численностям, нужно число карликов умножить на отношение объема пространства, в котором видны сверхгиганты, к объему пространства, в котором видны карлики. То же нужно проделать и в отношении других звезд. Если выполнить эти расчеты, то окажется, что наиболее многочисленны все-таки звезды главной по­следовательности, в особенности те из них, которые при­надлежат спектральным классам К и М. Это — так на­зываемые красные карлики. Среди ближайших звезд красные карлики составляют явное большинство. Поэто­му ясно, что это самые многочисленные звезды. Самые же редкие звезды, как и следовало ожидать, сверхгиган­ты. На одного сверхгиганта приходится около 10 миллио­нов звезд главной последовательности, около миллиона белых карликов, 10 тысяч субкарликов, тысячи красных гигантов.

Нужно оговориться, что приведенные соотношения приблизительные и справедливы лишь для окружающего Солнца пространства. В других местах Вселенной могут быть совершенно иные соотношения. Мы увидим, что именно с этим и встретились исследователи других звезд­ных систем.

Часто вследствие трудности определения спектраль­ных классов определяют показатели цвета звезд и строят диаграмму показатель цвета — светимость. Она получа­ется почти совершенно такой же, как и диаграмма спектр — светимость.