Число звезд большой светимости среди звезд, видимых невооруженным глазом, непропорционально велико, так как такие звезды видны на больших расстояниях. На самом деле звезды большой светимости в окрестностях Солнца встречаются гораздо реже, а звезды с меньшей светимостью – чаще. Из 20 ближайших к нам звездтолько 3 видны невооруженным глазом, а из 20 звезд, кажущихся нам яркими, только 3 входят в число ближайших.

Основной метод определения расстояний до звезд состоит в измерении их видимых смещений, вызываемых обращением Земли вокруг Солнца. По смещению, величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Годичные смещения звезд составляют обычно доли микронов, реже – несколько микронов. Расстояние до звезд может определяться и другими способами: например, исходя из светимости звезды и ее блеска.

Наблюдаемые с Земли звезды различного цвета: голубоватые, белые, желтые, оранжевые и красные. Цвет звезд соответствует температуре их поверхности. Голубоватые звезды самые горячие – температура на их поверхности составляет десятки тысяч градусов. Температура белых звезд – порядка 10³ К, желтых (как наше Солнце) – около 6000 К, а красных – 3000 К и ниже. По направлению к центру звезды температура повышается и в центре достигает миллионов и десятков миллионов градусов. В недрах звезд происходит превращение водорода в гелий, эти реакции поддерживают мощное тепловое и световое излучение звезд в течение огромных промежутков времени. Было установлено, что не только количество, но и качество излучения (цвет) определяется температурой. Раскаленное тело излучает свет всех цветов (всех длин волн), но в зависимости от температуры накала максимум излучения приходится на различные области спектра, вследствие чего суммарное излучение имеет то красный, то белый, то голубоватый цвет. Изучение звездных температур производят на основе спектрального анализа или посредством измерения количества тепла, приходящего от него на Землю.

Звездный мир чрезвычайно многообразен. Различают несколько видов звезд: это гиганты и карлики, одиночные, двойные и кратные, переменные и новые. Звезды-гиганты – огромные звезды, в миллионы раз больше Солнца по объему. Такие звезды встречаются редко. Самые большие звезды называются сверхгигантами. Так, сверхгигант Антарес в созвездии Скорпиона по диаметру в 450 раз больше Солнца, а оно больше Земли в диаметре в 109 раз. Звезды-карлики, напротив, имеют относительно небольшие размеры. В зависимости от цвета звезды различают красные и белые карлики. Красные карлики меньше Солнца по диаметру примерно в 10 раз. Считают, что именно они составляют большую часть звезд. Белые карлики имеют еще более мелкие размеры и встречаются редко.

Звезды сильно различаются по плотности: чем больше звезда, тем меньше ее плотность. Так, у звезд-гигантов плотность газов, из которых они состоят, очень мала – в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность белых карликов в 30 раз больше плотности воды. Средняя плотность Солнца в 1,4 раза больше плотности воды.

Двойные звезды – системы, состоящие из двух звезд, каждая из которых обращается вокруг их общего центра тяжести. Обычно более яркую звезду в паре называют главной, а другую – ее спутником.

Ярчайшая звезда неба Сириус – двойная. Спутник этой звезды – белый карлик – обращается вокруг главной звезды за 50 лет и отстоит от нее в 20 раз дальше, чем Земля от Солнца.

Среди двойных звезд различают так называемые спектрально-двойные звезды – тесные пары звезд, которые нельзя увидеть раздельно при помощи современных оптических средств. Двойственность их обнаруживается по периодическим смещениям линий в спектрах.

Системы, состоящие из трех, четырех или более звезд, называются кратными звездами. Кратные звезды встречаются значительно реже, чем двойные.

Ближайшая к нам звезда α-Центавра, видимая в Южном полушарии Земли, в действительности представляет собой систему, которая состоит из двух главных звезд, очень сходных с нашим Солнцем. Период их обращения почти 80 лет, а среднее взаимное расстояние в 23 раза больше расстояния от Земли до Солнца. У этих двух звезд есть спутник – красный карлик. Таким образом, α-Центавра – тройная звезда.

Переменные звезды – звезды, блеск которых со временем меняется. Параллельно с изменением блеска меняются их цвет и температура, а иногда и размеры.

Причиной переменности может являться периодическое затмение одной звезды другой. Но гораздо чаще происходят действительные изменения размеров и температур звезд: они сжимаются и расширятся – пульсируют. Промежутки между моментами наибольшего сжатия или расширения у одних переменных звезд составляют годы, у других – только часы.

В зависимости от характера изменения блеска и причин, его вызывающих, переменные звезды подразделяются на различные типы.

Затменные переменные звезды – очень тесные двойные звезды, плоскость орбиты которых проходит через луч зрения. При обращении вокруг общего центра тяжести обе звезды попеременно закрывают друг друга, так что общий блеск системы во время затмений ослабевает.

Другой разновидностью переменных звезд являются цефеиды. Их так называют по типичной представительнице этого класса звезд звезде д в созвездии Цефея. Все цефеиды являются звездами-гигантами и сверхгигантами. Изменение блеска у них происходит строго периодически. Открытие зависимости между периодом изменения блеска у цефеид и их светимостью дало возможность определять расстояние до очень далеких звездных систем, если в них имеются цефеиды.

Цефеиды – пульсирующие звезды. Пульсирует, расширяясь и сжимаясь, все тело звезды. При сжатии ее происходит нагревание, а при расширении – охлаждение. Изменение размера и температуры поверхности звезды и вызывает колебания ее излучения.

Новые звезды – звезды, излучение которых внезапно увеличивается в тысячи раз, а затем медленно уменьшается. Это некоторые красные карлики.

Изменения, происходящие в звезде за время вспышки, столь велики, что за несколько суток небольшая звезда-карлик превращается в гиганта. Блеск ее увеличивается более чем в 10 тыс. раз. От нее отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. В наибольшем своем блеске раздувшаяся оболочка больше нашего Солнца по диаметру в сотни раз. Новая звезда в большом блеске остается недолго, обычно около суток, затем ее блеск начинает ослабевать и звезда вновь сжимается до прежних размеров.

Исследованиями установлено, что в нашей Галактике ежегодно происходит около 100 вспышек новых звезд, но мы замечаем лишь ближайшие из них. Вспышка не означает возникновения или уничтожения звезды. Через некоторый промежуток времени эта же звезда может вспыхнуть вновь. Вспышки являются следствием нарушения устойчивости звезды, вызванного внутренними причинами. Сущность этих причин пока не выяснена. Иногда в нашей и других галактиках наблюдаются вспышки сверхновых звезд. При таких вспышках звезды излучают свет в миллионы и в сотни миллионов раз интенсивнее, чем Солнце. Сверхновые звезды – явление крайне редкое. Последней сверхновой звездой, наблюдавшейся в нашей Галактике, была звезда, которую наблюдал Кеплер в 1604 г. Таким образом, даже в таких гигантских звездных системах, как наша, вспышка сверхновой звезды бывает один раз в несколько столетий.

Согласно расчетам, допускают, что в ряде случаев в результате вспышки сверхновой остаток звездной массы катастрофически сжимается и звезда превращается в быстро вращающуюся нейтронную. Нейтронные звезды – предполагаемые звезды, состоящие из нейтронов. Они чрезвычайно плотные и очень малы – имеют в поперечнике около 10 км. Различают невидимые космические объекты, которые посылают огромное невидимое пульсирующее радиоизлучение, – пульсары. Пульсары – точечные источники радиоизлучения, испускающие импульсы с очень коротким периодом. Возможно, пульсары представляют собой нейтронные звезды.