Gwiazdy są sklasyfikowane w 5 głównych klasach jasności:
I Nadolbrzymy - bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu swojego życia. Dzielą się na typy Ia i Ib, przy czym Ia reprezentuje te najjaśniejsze (jest także typ Iab - pośredni oraz Ia-0 - oznaczający hiperolbrzymy). Tego rodzaju gwiazdy są bardzo rzadkie- jedna na milion gwiazd jest nadolbrzymem. Najbliższym nadolbrzymem jest Canopus (F0Ib) położony 310 lat świetlnych stąd. Innymi przykładami są: Betelgeza (M2Ib), Antares (M1Ib) i Rigel (B8Ia).
II Jasne Olbrzymy - gwiazdy mające jasność pomiędzy olbrzymami a nadolbrzymami. Przykładem może tu być Sargas (F1II) i Alphard (K3II).
III Olbrzymy ("normalne") - są to głównie małomasywne gwiazdy przy końcu ich życia, które napuchnęły do rozmiarów olbrzyma. Do tej kategorii zaliczamy także pewne masywne gwiazdy, które są dopiero na drodze do otrzymania statusu nadolbrzyma. Przykładami są: Arktur (K2III), Hadar (B1III) i Aldebaran (K5III).
IV Podolbrzymy - gwiazdy, które dopiero zaczęły ewolucję do statusu olbrzymów lub nadolbrzymów. Przykładem może tu być: Alnair (B7IV) i Muphrid (G0IV). Zauważ, że również Procjon właśnie wchodzi w tą kategorię i stąd jego typ jest określany jako: F5IV-V.
V Karły - wszystkie normalne, spalające wodór gwiazdy. Gwiazdy spędzają wiekszą część swojego życia w tej kategorii, zanim przesuną się o rząd wyżej. Gwiazdy klasy O i B tej kategorii są w rzeczywistości bardzo jasne i ogólnie jaśniejsze od większości olbrzymów. Przykładami mogą być: Słońce (G2V), Syriusz (A1V) i Wega (A0V).
Diagram Hertzsprunga-Russella
na jego poziomej osi zawsze odkłada się dowolny wskaźnik pozwalający ocenić temperaturę efektywną danej gwiazdy. Z reguły jest to jej typ widmowy. Na pionowej osi z kolei odkładamy jasność absolutną gwiazdy.
W czasie swojego życia, gwiazda podlega ewolucji. W pierwszej, gdy rozpoczyna się fuzja wodoru, gwiazda przemieszcza się na diagramie H-R w lewo (rośnie jej temperatura) osiągając ciąg główny. Gdy zasoby wodoru zmniejszają i w reakcjach jądrowych coraz większą rolę zaczyna odgrywać hel, gwiazda opuszcza ciąg główny przesuwając się na diagramie H-R w prawą stronę i w górę (zmniejsza się jej temperatura i rośnie jasność). To, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy:
Typ widmowy. Cecha różnicująca gwiazdy pod względem wyglądu widma ich promieniowania; rozróżnia się typy widmowe: O, B, A, F, G, K, M, z których każdy dzieli się na 10 podtypów (oznaczanych cyframi od 0 do 9); gwiazdy o tym samym typie widmowym mają podobne temp. efektywne (zdefiniowane z prawa Stefana – Boltzmanna wyrażającego związek między temp. efektywną gwiazdy, jej promieniem i jasnością absolutną). Najgorętsze są gwiazdy typu O, najchłodniejsze — typu M.
Materia, z której zbudowana jest zwykła gwiazda, podobna do naszego Słońca, podlega działaniu dwóch przeciwstawnych sił: grawitacji, usiłującej ścisnąć materię do centralnego punktu, i ciśnieniu gorącego gazu, próbującego rozepchnąć gwiazdę. Gwiazda jest stabilna, gdy te dwie siły się równoważą. Powierzchnia gorącej gwiazdy ciągle emituje energię. Gdy wyczerpuje się paliwo jądrowe, gwiazda nadal wypromieniowuje energię i stopniowo się kurczy.
riochin