यदि आप रात के आकाश को करीब से देखते हैं, तो यह नोटिस करना आसान है कि हमें देखने वाले तारे अलग-अलग रंग के होते हैं। नीले, सफेद, लाल, वे समान रूप से चमकते हैं या क्रिसमस ट्री की माला की तरह टिमटिमाते हैं। एक दूरबीन में, रंग अंतर अधिक स्पष्ट हो जाते हैं। इस विविधता का कारण प्रकाशमंडल का तापमान है। और, एक तार्किक धारणा के विपरीत, सबसे गर्म लाल नहीं, बल्कि नीले, सफेद-नीले और सफेद तारे हैं। लेकिन पहले चीज़ें पहले।
स्पेक्ट्रल वर्गीकरण
सितारे गैस के विशाल गर्म गोले हैं। जिस तरह से हम उन्हें पृथ्वी से देखते हैं, वह कई मापदंडों पर निर्भर करता है। उदाहरण के लिए, तारे वास्तव में टिमटिमाते नहीं हैं। इस पर आश्वस्त होना बहुत आसान है: सूर्य को याद करना काफी है। टिमटिमाता प्रभाव इस तथ्य के कारण होता है कि ब्रह्मांडीय पिंडों से हमारे पास आने वाला प्रकाश धूल और गैस से भरे अंतरतारकीय माध्यम पर हावी हो जाता है। एक और चीज रंग है। यह कुछ तापमानों के लिए गोले (विशेषकर प्रकाशमंडल) के गर्म होने का परिणाम है। असली रंग दिखने वाले रंग से अलग हो सकता है, लेकिन अंतर आमतौर पर छोटा होता है।
आज दुनिया भर में सितारों के हार्वर्ड वर्णक्रमीय वर्गीकरण का उपयोग किया जाता है। वह होती हैतापमान और स्पेक्ट्रम की रेखाओं के रूप और सापेक्ष तीव्रता पर आधारित है। प्रत्येक वर्ग एक निश्चित रंग के सितारों से मेल खाता है। वर्गीकरण को हार्वर्ड वेधशाला में 1890-1924 में विकसित किया गया था।
एक मुंडा अंग्रेज ने गाजर की तरह खजूर चबाया
सात मुख्य वर्णक्रमीय वर्ग हैं: O-B-A-F-G-K-M। यह क्रम तापमान में क्रमिक कमी (O से M तक) को दर्शाता है। इसे याद रखने के लिए विशेष स्मरक सूत्र हैं। रूसी में, उनमें से एक ऐसा लगता है: "एक मुंडा अंग्रेज गाजर की तरह खजूर चबाता है।" इन वर्गों में दो और जोड़े जाते हैं। अक्षर C और S वर्णक्रम में धातु ऑक्साइड बैंड के साथ ठंडे प्रकाशमान को दर्शाते हैं। आइए स्टार क्लासेस पर करीब से नज़र डालें:
- कक्षा ओ को उच्चतम सतह के तापमान (30 से 60 हजार केल्विन से) की विशेषता है। इस प्रकार के तारे द्रव्यमान में सूर्य से 60 गुना और त्रिज्या में - 15 गुना अधिक होते हैं। इनका दृश्य रंग नीला होता है। चमक के मामले में, वे हमारे तारे से एक लाख से अधिक गुना आगे हैं। इस वर्ग से संबंधित नीला तारा HD93129A, ज्ञात ब्रह्मांडीय पिंडों के बीच उच्चतम चमक सूचकांकों में से एक है। इस सूचक के अनुसार, यह सूर्य से 5 मिलियन गुना आगे है। नीला तारा हमसे 7.5 हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है।
- कक्षा बी का तापमान 10-30 हजार केल्विन है, जो सूर्य से 18 गुना अधिक है। ये सफेद-नीले और सफेद तारे हैं। इनकी त्रिज्या सूर्य की त्रिज्या से 7 गुना बड़ी है।
- कक्षा ए को 7.5-10 हजार केल्विन के तापमान की विशेषता है,त्रिज्या और द्रव्यमान क्रमशः 2.1 और 3.1 गुना से अधिक, सूर्य के समान पैरामीटर। ये सफेद तारे हैं।
- कक्षा F: तापमान 6000-7500 K. सूर्य से द्रव्यमान 1.7 गुना अधिक, त्रिज्या - 1.3 से अधिक। पृथ्वी से, ऐसे तारे भी सफेद दिखते हैं, उनका असली रंग पीला सफेद होता है।
- कक्षा जी: तापमान 5-6 हजार केल्विन। सूर्य इसी वर्ग का है। ऐसे तारों का स्पष्ट और वास्तविक रंग पीला होता है।
- कक्षा K: तापमान 3500-5000 K. त्रिज्या और द्रव्यमान सौर से कम हैं, वे तारे के संबंधित मापदंडों के 0.9 और 0.8 हैं। पृथ्वी से देखने पर इन तारों का रंग पीला-नारंगी है।
- कक्षा एम: तापमान 2-3.5 हजार केल्विन। द्रव्यमान और त्रिज्या - सूर्य के समान मापदंडों से 0.3 और 0.4। हमारे ग्रह की सतह से, वे लाल-नारंगी दिखते हैं। बीटा एंड्रोमेडे और अल्फा चेंटरलेस एम वर्ग के हैं। कई लोगों से परिचित चमकदार लाल सितारा बेतेल्यूज़ (अल्फा ओरियनिस) है। सर्दियों में आकाश में इसकी तलाश करना सबसे अच्छा है। लाल सितारा ओरियन बेल्ट के ऊपर और थोड़ा बाईं ओर स्थित है।
प्रत्येक वर्ग को 0 से 9 तक उपवर्गों में बांटा गया है, यानी सबसे गर्म से लेकर सबसे ठंडे तक। सितारों की संख्या एक निश्चित वर्णक्रमीय प्रकार से संबंधित होती है और समूह में अन्य चमकदारों की तुलना में फोटोस्फीयर के ताप की डिग्री दर्शाती है। उदाहरण के लिए, सूर्य G2 वर्ग का है।
विजुअल व्हाइट
इस प्रकार, बी से लेकर एफ तक के तारे पृथ्वी से सफेद दिख सकते हैं। और केवल ए-प्रकार से संबंधित वस्तुओं में वास्तव में यह रंग होता है। तो, तारा सैफ (नक्षत्र ओरियन) और अल्गोल (बीटा पर्सियस) एक पर्यवेक्षक के लिए एक दूरबीन से लैस नहीं प्रतीत होगासफेद। वे वर्णक्रमीय वर्ग B से संबंधित हैं। उनका असली रंग नीला-सफेद है। सफेद दिखाई देने वाले माइथ्रेक्स और प्रोसीओन भी हैं, जो पर्सियस और कैनिस माइनर के आकाशीय चित्रों में सबसे चमकीले सितारे हैं। हालांकि, उनका असली रंग पीले (ग्रेड एफ) के करीब है।
एक सांसारिक पर्यवेक्षक के लिए तारे सफेद क्यों होते हैं? हमारे ग्रह को समान वस्तुओं से अलग करने के साथ-साथ अंतरिक्ष में अक्सर पाए जाने वाले धूल और गैस के विशाल बादलों के कारण रंग विकृत हो जाता है।
कक्षा ए
श्वेत तारे को ओ और बी वर्गों के प्रतिनिधियों के रूप में इतने उच्च तापमान की विशेषता नहीं है। उनका फोटोस्फीयर 7.5-10 हजार केल्विन तक गर्म होता है। वर्णक्रमीय वर्ग A के तारे सूर्य से बहुत बड़े हैं। इनकी चमक भी अधिक होती है - लगभग 80 गुना।
A-सितारों के स्पेक्ट्रम में बामर श्रेणी की हाइड्रोजन रेखाएँ प्रबल रूप से उच्चारित होती हैं। अन्य तत्वों की रेखाएँ काफ़ी कमज़ोर होती हैं, लेकिन जैसे-जैसे आप उपवर्ग A0 से A9 की ओर बढ़ते हैं, वे और अधिक महत्वपूर्ण होती जाती हैं। वर्णक्रमीय वर्ग A से संबंधित दिग्गज और सुपरजायंट मुख्य अनुक्रम सितारों की तुलना में थोड़ी कम स्पष्ट हाइड्रोजन लाइनों की विशेषता है। इन चमकदारों के मामले में, भारी धातु रेखाएं अधिक ध्यान देने योग्य हो जाती हैं।
वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित कई अजीबोगरीब तारे हैं। यह शब्द उन प्रकाशकों को संदर्भित करता है जिनकी स्पेक्ट्रम और भौतिक मापदंडों में ध्यान देने योग्य विशेषताएं हैं, जिससे उन्हें वर्गीकृत करना मुश्किल हो जाता है। उदाहरण के लिए, बूट्स लैम्ब्डा प्रकार के दुर्लभ सितारों को भारी धातुओं की कमी और बहुत धीमी गति से घूमने की विशेषता है। अजीबोगरीब प्रकाशकों में सफेद बौने भी शामिल हैं।
कक्षा ए रात की ऐसी चमकीली वस्तुओं से संबंधित हैस्वर्ग, जैसे सीरियस, मेनकालिनन, अलीथ, कैस्टर और अन्य। आइए उन्हें बेहतर तरीके से जानें।
अल्फा कैनिस मेजर
सीरियस सबसे चमकीला है, हालांकि सबसे नजदीक नहीं, आकाश में तारा है। इसकी दूरी 8.6 प्रकाश वर्ष है। एक सांसारिक पर्यवेक्षक के लिए, यह इतना उज्ज्वल लगता है क्योंकि इसका एक प्रभावशाली आकार है और फिर भी कई अन्य बड़ी और उज्ज्वल वस्तुओं के रूप में दूर नहीं है। सूर्य के सबसे निकट का तारा अल्फा सेंटौरी है। इस लिस्ट में सीरियस पांचवें स्थान पर है।
यह नक्षत्र कैनिस मेजर से संबंधित है और दो घटकों की एक प्रणाली है। सीरियस ए और सीरियस बी को 20 खगोलीय इकाइयों द्वारा अलग किया जाता है और केवल 50 साल से कम की अवधि के साथ घूमते हैं। प्रणाली का पहला घटक, एक मुख्य-अनुक्रम तारा, वर्णक्रमीय वर्ग A1 से संबंधित है। इसका द्रव्यमान सूर्य से दोगुना है और इसकी त्रिज्या 1.7 गुना है। यह वह है जिसे पृथ्वी से नग्न आंखों से देखा जा सकता है।
सिस्टम का दूसरा घटक एक सफेद बौना है। तारा सीरियस बी हमारे द्रव्यमान के लगभग बराबर है, जो ऐसी वस्तुओं के लिए विशिष्ट नहीं है। आमतौर पर, सफेद बौनों को 0.6-0.7 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान की विशेषता होती है। वहीं, सीरियस बी के आयाम पृथ्वी के करीब हैं। यह माना जाता है कि लगभग 120 मिलियन वर्ष पहले इस तारे के लिए सफेद बौना चरण शुरू हुआ था। जब सीरियस बी मुख्य अनुक्रम पर स्थित था, तो यह संभवतः 5 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान वाला एक प्रकाशमान था और वर्णक्रमीय प्रकार बी से संबंधित था।
वैज्ञानिकों के अनुसार सीरियस ए लगभग 660 मिलियन वर्षों में विकास के अगले चरण में पहुंच जाएगा। फिरयह एक लाल दानव में बदल जाएगा, और थोड़ी देर बाद - अपने साथी की तरह एक सफेद बौने में बदल जाएगा।
अल्फा ईगल
सीरियस की तरह, कई सफेद सितारे, जिनके नाम नीचे दिए गए हैं, न केवल उन लोगों के लिए जाने जाते हैं जो खगोल विज्ञान के शौकीन हैं क्योंकि उनकी चमक और विज्ञान कथा साहित्य के पन्नों में अक्सर उल्लेख किया जाता है। अल्टेयर उन प्रकाशकों में से एक है। उदाहरण के लिए, अल्फा ईगल उर्सुला ले गिनी और स्टीवन किंग में पाया जाता है। रात के आकाश में यह तारा अपनी चमक और अपेक्षाकृत निकट होने के कारण स्पष्ट रूप से दिखाई देता है। सूर्य और अल्टेयर को अलग करने की दूरी 16.8 प्रकाश वर्ष है। वर्णक्रमीय वर्ग A के तारों में से केवल सीरियस ही हमारे अधिक निकट है।
अल्टेयर सूर्य से 1.8 गुना भारी है। इसकी विशेषता विशेषता बहुत तेज रोटेशन है। तारा नौ घंटे से भी कम समय में अपनी धुरी पर एक चक्कर लगाता है। भूमध्य रेखा के पास घूमने की गति 286 किमी/सेकंड है। नतीजतन, "फुर्तीला" अल्टेयर डंडे से चपटा हो जाएगा। इसके अलावा, अण्डाकार आकार के कारण, तारे का तापमान और चमक ध्रुवों से भूमध्य रेखा तक कम हो जाती है। इस प्रभाव को "गुरुत्वाकर्षण अंधेरा" कहा जाता है।
Altair की एक और विशेषता यह है कि समय के साथ इसकी चमक बदल जाती है। यह शील्ड डेल्टा प्रकार के चरों को संदर्भित करता है।
अल्फा लाइरा
वेगा सूर्य के बाद सबसे अधिक अध्ययन किया जाने वाला तारा है। अल्फा लाइरा अपने स्पेक्ट्रम का निर्धारण करने वाला पहला तारा है। फोटो में कैद सूर्य के बाद वह दूसरी चमकदार भी बनीं। वेगा भी उन पहले सितारों में से थे जिनसे वैज्ञानिकों ने पैरलैक्स विधि का उपयोग करके दूरी को मापा।एक लंबी अवधि के लिए, अन्य वस्तुओं के परिमाण का निर्धारण करते समय तारे की चमक को 0 के रूप में लिया जाता था।
अल्फा लाइरा शौकिया खगोलशास्त्री और साधारण पर्यवेक्षक दोनों के लिए अच्छी तरह से जानी जाती हैं। यह सितारों में पांचवां सबसे चमकीला है, और अल्टेयर और डेनेब के साथ ग्रीष्मकालीन त्रिभुज तारांकन में शामिल है।
सूर्य से वेगा की दूरी 25.3 प्रकाश वर्ष है। इसकी भूमध्यरेखीय त्रिज्या और द्रव्यमान हमारे तारे के समान मापदंडों से क्रमशः 2.78 और 2.3 गुना बड़ा है। एक तारे का आकार एक आदर्श गेंद होने से बहुत दूर है। भूमध्य रेखा पर व्यास ध्रुवों की तुलना में काफी बड़ा है। इसका कारण विशाल घूर्णन गति है। भूमध्य रेखा पर, यह 274 किमी/सेकेंड तक पहुंचता है (सूर्य के लिए, यह पैरामीटर दो किलोमीटर प्रति सेकंड से थोड़ा अधिक है)।
वेगा की एक विशेष विशेषता इसके चारों ओर धूल की डिस्क है। संभवतः, यह धूमकेतु और उल्कापिंडों की बड़ी संख्या में टकराव के परिणामस्वरूप उत्पन्न हुआ। धूल की डिस्क तारे के चारों ओर घूमती है और इसके विकिरण से गर्म होती है। नतीजतन, वेगा के अवरक्त विकिरण की तीव्रता बढ़ जाती है। बहुत पहले नहीं, डिस्क में विषमताओं की खोज की गई थी। उनकी संभावित व्याख्या यह है कि तारे में कम से कम एक ग्रह है।
अल्फा मिथुन
मिथुन राशि की दूसरी सबसे चमकीली वस्तु कैस्टर है। वह, पिछले प्रकाशकों की तरह, वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित है। कैस्टर रात के आकाश में सबसे चमकीले सितारों में से एक है। इसी सूची में वह 23वें स्थान पर हैं।
अरंडी एक बहु प्रणाली है जिसमें छह घटक होते हैं। दो मुख्य तत्व (कैस्टर ए और कैस्टर बी) घूमते हैं350 वर्षों की अवधि के साथ द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के आसपास। दो सितारों में से प्रत्येक एक वर्णक्रमीय बाइनरी है। कैस्टर ए और कैस्टर बी के घटक कम चमकीले होते हैं और संभवतः वर्णक्रमीय प्रकार एम से संबंधित होते हैं।
Castor C तुरंत सिस्टम से नहीं जुड़ा था। प्रारंभ में, इसे एक स्वतंत्र स्टार YY मिथुन के रूप में नामित किया गया था। आकाश के इस क्षेत्र पर शोध करने की प्रक्रिया में यह ज्ञात हुआ कि यह ज्योतिर्मय कैस्टर प्रणाली से शारीरिक रूप से जुड़ा हुआ था। तारा कई दसियों हज़ार वर्षों की अवधि के साथ सभी घटकों के लिए सामान्य द्रव्यमान के केंद्र के चारों ओर घूमता है और एक वर्णक्रमीय बाइनरी भी है।
बीटा ऑरिगे
औरिगा की खगोलीय रेखाचित्र में लगभग 150 "बिंदु" शामिल हैं, उनमें से कई सफेद तारे हैं। खगोल विज्ञान से दूर किसी व्यक्ति के लिए प्रकाशकों के नाम बहुत कम कहेंगे, लेकिन यह विज्ञान के लिए उनके महत्व को कम नहीं करता है। आकाशीय पैटर्न में सबसे चमकीली वस्तु, वर्णक्रमीय वर्ग A से संबंधित है, मेनकालिनन या बीटा ऑरिगे है। अरबी में तारे के नाम का अर्थ है "लगाम के मालिक का कंधा।"
मेनकालिनन - ट्रिपल सिस्टम। इसके दो घटक वर्णक्रमीय वर्ग ए के उप-जाइंट हैं। उनमें से प्रत्येक की चमक सूर्य के समान पैरामीटर से 48 गुना अधिक है। वे 0.08 खगोलीय इकाइयों की दूरी से अलग होते हैं। तीसरा घटक युग्म से 330 AU की दूरी पर एक लाल बौना है। ई.
एप्सिलॉन उर्स मेजर
उत्तरी आकाश (उर्स मेजर) में शायद सबसे प्रसिद्ध नक्षत्र में सबसे चमकीला "बिंदु" एलियट है, जिसे कक्षा ए के रूप में भी वर्गीकृत किया गया है। स्पष्ट परिमाण 1.76 है। सूचीबद्धसबसे चमकीला तारा 33 वां स्थान लेता है। अलीओथ बिग डिपर क्षुद्रग्रह में प्रवेश करता है और अन्य प्रकाशकों की तुलना में कटोरे के करीब है।
अलियट के स्पेक्ट्रम की विशेषता असामान्य रेखाएं हैं जो 5.1 दिनों की अवधि के साथ उतार-चढ़ाव करती हैं। यह माना जाता है कि विशेषताएं तारे के चुंबकीय क्षेत्र के प्रभाव से जुड़ी हैं। स्पेक्ट्रम में उतार-चढ़ाव, हाल के आंकड़ों के अनुसार, लगभग 15 बृहस्पति द्रव्यमान वाले ब्रह्मांडीय पिंड के निकट स्थान के कारण हो सकता है। क्या ऐसा है यह अभी भी एक रहस्य है। यह, सितारों के अन्य रहस्यों की तरह, खगोलविद हर दिन समझने की कोशिश करते हैं।
श्वेत बौने
श्वेत तारे के बारे में कहानी अधूरी होगी यदि हम सितारों के विकास में उस चरण का उल्लेख नहीं करते हैं, जिसे "सफेद बौना" के रूप में नामित किया गया है। इस तरह की वस्तुओं को उनका नाम इस तथ्य के कारण मिला कि उनमें से पहली खोज वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित थी। यह सीरियस बी और 40 एरिदानी बी थी। आज, सफेद बौनों को एक स्टार के जीवन के अंतिम चरण के विकल्पों में से एक कहा जाता है।
चलो दीपों के जीवन चक्र के बारे में अधिक विस्तार से बताते हैं।
सितारा विकास
सितारे एक रात में पैदा नहीं होते: उनमें से कोई भी कई चरणों से गुजरता है। सबसे पहले, गैस और धूल का एक बादल अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में सिकुड़ने लगता है। धीरे-धीरे, यह एक गेंद का रूप ले लेता है, जबकि गुरुत्वाकर्षण की ऊर्जा गर्मी में बदल जाती है - वस्तु का तापमान बढ़ जाता है। फिलहाल जब यह 20 मिलियन केल्विन के मान तक पहुंच जाता है, तो परमाणु संलयन प्रतिक्रिया शुरू हो जाती है। इस चरण को एक पूर्ण सितारे के जीवन की शुरुआत माना जाता है।
ज्यादातर समय दिग्गज मुख्य अनुक्रम पर बिताते हैं। उनकी आँतों में लगातार प्रतिक्रियाएं चल रही हैंहाइड्रोजन चक्र। तारों का तापमान भिन्न हो सकता है। जब नाभिक में सभी हाइड्रोजन समाप्त हो जाते हैं, तो विकास का एक नया चरण शुरू होता है। अब हीलियम ईंधन है। उसी समय, तारे का विस्तार होना शुरू हो जाता है। इसकी चमक बढ़ जाती है, जबकि सतह का तापमान, इसके विपरीत, कम हो जाता है। तारा मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है और एक लाल दानव बन जाता है।
हीलियम कोर का द्रव्यमान धीरे-धीरे बढ़ता है, और यह अपने ही वजन के नीचे सिकुड़ने लगता है। लाल विशाल चरण पिछले एक की तुलना में बहुत तेजी से समाप्त होता है। आगे का विकास जो पथ लेगा वह वस्तु के प्रारंभिक द्रव्यमान पर निर्भर करता है। लाल विशालकाय अवस्था में कम द्रव्यमान वाले तारे प्रफुल्लित होने लगते हैं। इस प्रक्रिया के परिणामस्वरूप, वस्तु अपने गोले छोड़ देती है। एक ग्रहीय नीहारिका और एक तारे का एक नंगे कोर बनते हैं। ऐसे नाभिक में सभी संलयन अभिक्रियाएँ पूर्ण होती हैं। इसे हीलियम व्हाइट ड्वार्फ कहा जाता है। अधिक विशाल लाल दिग्गज (एक निश्चित सीमा तक) कार्बन व्हाइट ड्वार्फ में विकसित होते हैं। उनके कोर में हीलियम से भारी तत्व होते हैं।
विशेषताएं
श्वेत बौने शरीर होते हैं, द्रव्यमान में, एक नियम के रूप में, सूर्य के बहुत करीब। वहीं इनका आकार पृथ्वी से मेल खाता है। इन ब्रह्मांडीय पिंडों का विशाल घनत्व और उनकी गहराई में होने वाली प्रक्रियाएँ शास्त्रीय भौतिकी की दृष्टि से अकथनीय हैं। क्वांटम यांत्रिकी द्वारा सितारों के रहस्यों का खुलासा किया गया।
श्वेत बौनों का पदार्थ एक इलेक्ट्रॉन-परमाणु प्लाज्मा है। इसे प्रयोगशाला में भी डिजाइन करना लगभग असंभव है। इसलिए, ऐसी वस्तुओं की कई विशेषताएं समझ से बाहर रहती हैं।
यहां तक कि अगर आप रात भर तारों का अध्ययन करते हैं, तो आप विशेष उपकरणों के बिना कम से कम एक सफेद बौने का पता नहीं लगा पाएंगे। इनकी चमक सूर्य की तुलना में बहुत कम होती है। वैज्ञानिकों के अनुसार, सफेद बौने आकाशगंगा में सभी वस्तुओं का लगभग 3 से 10% हिस्सा बनाते हैं। हालाँकि, आज तक, केवल वे ही पाए गए हैं जो पृथ्वी से 200-300 पारसेक से अधिक दूर स्थित नहीं हैं।
श्वेत बौनों का विकास जारी है। गठन के तुरंत बाद, उनके पास उच्च सतह का तापमान होता है, लेकिन जल्दी से ठंडा हो जाता है। गठन के कुछ दसियों अरबों साल बाद, सिद्धांत के अनुसार, सफेद बौना एक काले बौने में बदल जाता है - एक ऐसा पिंड जो दृश्य प्रकाश का उत्सर्जन नहीं करता है।
प्रेक्षक के लिए सफेद, लाल या नीला तारा मुख्य रूप से रंग में भिन्न होता है। खगोलविद गहरा दिखता है। उसके लिए रंग तुरंत वस्तु के तापमान, आकार और द्रव्यमान के बारे में बहुत कुछ बताता है। एक नीला या चमकीला नीला तारा एक विशाल गर्म गेंद है, जो सभी प्रकार से सूर्य से बहुत आगे है। श्वेत प्रकाशमान, जिनके उदाहरण लेख में वर्णित हैं, कुछ छोटे हैं। विभिन्न कैटलॉग में स्टार नंबर भी पेशेवरों को बहुत कुछ बताते हैं, लेकिन सभी नहीं। दूर के अंतरिक्ष पिंडों के जीवन के बारे में बड़ी मात्रा में जानकारी या तो अभी तक स्पष्ट नहीं की गई है, या खोजी भी नहीं गई है।
