Stadium życia gwiazdy

Stadium	Proces, efekt
Kondensacja	Grawitacyjne kurczenie się pierwotnej mgławicy gazowej lub pyłowo-gazowej, wzrost gęstości i temperatury w centrum.
Protogwiazda	Początek świecenia w wyniku dalszego grawitacyjnego kurczenia; kilkadziesiąt tysięcy lat dla gwiazdy o masie 50 MS, do miliarda dla 0,01 MS.
Gwiazda	Reakcje termojądrowe w jądrze - przemiana wodoru w hel; kilka milionów lat dla gwiazdy bardzo masywnej, do kilkudziesięciu miliardów lat.
Czerwony olbrzym	Gwiazdy średnio masywne (np. Słońce) po wyczerpaniu wodoru w jądrze; ok. 100-krotny wzrost promienia, spalanie wodoru w warstwach zewnętrznych.
Biały karzeł	Odrzucenie zewnętrznych warstw czerwonego olbrzyma (mgławica planetarna); pozostałością gorąca, powoli stygnąca gwiazda o promieniu 0,01 RS.
Brązowy karzeł	Końcowe stadium protogwiazd o masach mniejszych od 0,08 MS, powoli stygnący obiekt, świecący wyłącznie kosztem energii grawitacyjnej.
Czarny karzeł	Pozostałość po gwiazdach o małych i średnich masach; wystygły brązowy lub biały karzeł, w stanie stałym.
Supernowa	Końcowe stadium ewolucji masywnych gwiazd, powyżej 8 MS; gwałtowny wybuch gwiazd po zużyciu paliwa termojądrowego.
Gwiazda neutronowa	Pozostałość po masywnych gwiazdach, o masach od 8 do 40 MS; szybko obracający się obiekt o promieniu rzędu 10 km i gęstości do 1018 kg/m3.
Czarna dziura	Efekt gwałtownego zapadania grawitacyjnego gwiazd o masie powyżej 40 MS; obiekt obserwowany jedynie poprzez procesy zachodzące w jego otoczeniu.

Klasa jasności gwiazdy

Klasa jasności	Określenie gwiazdy
Ia	Najjaśniejsze nadolbrzymy
Ib -II	Nadolbrzymy
III	Olbrzymy
IV	Podolbrzymy
V	Karły
VI	Podkarły
VII	Białe karły

Klasyfikacja widmowa gwiazd

Typ widmowy	Temperatura powierzchni, w K	Barwa gwiazdy	Widmo
O	30000 - 60000	Niebiesko- biała	Słabe linie neutralnego wodoru i helu; wyraźna linia zjonizowanego helu; linie wielokrotnie zjonizowanego krzemu, węgla, azotu, tlenu.
B	10000 - 30000	Biała	Mocniejsze linie wodoru i helu; słabe linie H i K zjonizowanego wapnia.
A	7500 - 10000	Biało- żółta	Najmocniejsze linie wodoru; mocniejsze linie H i K zjonizowanego wapnia; słabe linie pierwiastków cięższych
F	6000 - 7500	Jasnożółta	Słabsze linie wodoru; jeszcze mocniejsze linie H i K zjonizowanego wapnia; pasmo G żelaza, wapnia, tytanu
G	5400 - 6000	żółta	Słabe linie wodoru; dominujące linie H i K zjonizowanego wapnia; intensywne linie wapnia
K	4000 - 5400	Pomarańczowa	Bardzo słabe linie wodoru; w widmie dominują linie metali
M	2500 - 4000	Czerwona	Silne pasma cząsteczkowe, zwłaszcza tlenku tytanu; liczne linie metali

Gwiazdy fizycznie zmienne

Typ	Charakterystyka składników	Okres zmian	Zakres zmian
Cefeidy (Cephei)	Olbrzym lub nad olbrzym typu F, G lub K, powyżej 4 MS, z radialnymi pulsacjami objętości. Okres zmienności ściśle związany z jasnością bezwzględną.	Od 1 do 50 dób	Od 0,5m do 1,5m
RR Lyrae	Olbrzym typu A lub F o masie od 0,5 MS do 0,7 MS, z radialnymi pulsacjami objętości.	Od 1,5 h do 20 h	Od 0,3m do 1,5m
Typu Mira	Czerwony olbrzym lub nadolbrzym typu widmowego M, z radialnymi pulsacjami objętości.	Od 0,2 roku do kilka lat	Do 10m
Cephei	Podolbrzym lub olbrzym typu od O8 do B6 o masie od 10 MS do 20 MS, we wczesnej fazie ewolucji, z nieradialnymi pulsacjami objętości.	Od 2 h do 15 h	Do 0,3m
UV Ceti	Młody, bardzo aktywny i szybko rotujący karzeł typu K lub M o masie ok. 0,5 MS, z silnymi nieregularnymi rozbłyskami chromosferycznymi.	Kilkuminutowe rozbłyski	Od 0,01m do 6m
Nowa	Biały karzeł w ciasnym układzie podwójnym, na powierzchni którego następuje gwałtowny wybuch reakcji termojądrowej spalania wodoru, przechwyconego z drugiego składnika.	-	Okresowy wzrost od 7m do 16m
Supernowa	Masywna gwiazda w późnym stadium ewolucji, wybuchająca po wyczerpaniu źródeł energii termojądrowej; pozostałością po wybuchu jest gwiazda neutronowa lub czarna dziura.	-	Okresowy wzrost od 17m do 21m

Gwiazdy zmienne zaćmieniowe

Typ	Charakterystyka składników	Okres zmian	Zakres zmian
Typu Algol ( Persei)	Chłodny podolbrzym i gorąca gwiazda ciągu głównego; w pełnym okresie zmian występują dwa minima blasku: głębsze i płytsze.	Od kilku h do kilku dób	Do 1,5m
Lyrae	Ciasny układ dwóch elipsoidalnie odkształconych olbrzymów o różnych masach.	Ok. 1 doby	Do 1m
W Ursae Maioris	Ciasny układ dwóch silnie odkształconych gwiazd o podobnych, niewielkich masach.	Kilka h	Do 1m