Извечный вопрос, что представляет собой мир звезд, видимо является одним из первых вопросов, с которым столкнулось человечество еще на заре цивилизации.

Каждый человек, который созерцает звездное небо, невольно связывает между собой наиболее яркие звезды в простейшие фигуры – квадраты, треугольники, кресты, становясь невольным создателем своей собственной карты звездного неба. Этот же путь прошли и наши предки, делившие звездное небо на четко различимые сочетания звезд, называемые созвездиями. В древних культурах мы находим упоминания о первых созвездиях, отождествляемых с символами богов или мифами, дошедшие до нас в форме поэтических названий – созвездие Ориона, созвездие Гончих псов, созвездие Андромеды и т.д. Эти названия как бы символизировали представления наших предков о вечности и неизменности мироздания, постоянстве и неизменности гармонии космоса.

Следует понимать, что созвездие – это не определенная область в космическом пространстве, а лишь некоторый диапазон направлений с точки зрения земного наблюдателя.

В современной астрономии СОЗВЕДИЯ – это участки, на которые разбита небесная сфера, для удобства ориентирования на звёздном небе. В древности созвездиями назывались характерные фигуры, образуемые яркими звёздами.

В трёхмерном пространстве звёзды, которые мы видим на небесной сфере рядом, могут быть расположены очень далеко друг от друга. С древнейших времён люди видели некоторую систему во взаимном расположении звёзд и группировали их в соответствии с ней в созвездия.

В течение истории наблюдатели выделяли различное число созвездий и их очертания, а происхождение некоторых древних созвездий так и не выяснено до конца. До XIX века под созвездиями понимались не замкнутые области неба, а группы звёзд, которые нередко перекрывались. При этом получалось, что некоторые звезды принадлежали сразу двум созвездиям, а некоторые бедные звёздами области не относились к какому-либо созвездию. В начале XIX века между созвездиями были проведены границы, ликвидировавшие «пустоты» между созвездиями, однако их чёткого определения по-прежнему не было, и разные астрономы определяли их по-своему.

В 1922 году в Риме решением I Генеральной ассамблеи Международного астрономического союза был окончательно утверждён список из 88 созвездий, на которые было поделено звёздное небо, а в 1928 году были приняты чёткие и однозначные границы между этими созвездиями, проведённые строго по кругам прямых восхождений и склонений экваториальной системы координат на эпоху 1875.0. В течение пяти лет в границы созвездий вносились уточнения. В 1935 границы были окончательно утверждены и больше изменяться не будут. Следует, однако, помнить, что на звёздных картах, составленных для эпох, не совпадающих с эпохой 1875.0, в частности, всех современных карт, из-за прецессии земной оси границы созвездий сдвинулись и уже не совпадают с кругами прямых восхождений и склонений.

Из 88 созвездий только 47 являются древними, известными западной цивилизации уже несколько тысячелетий. Они основаны в основном на мифологии Древней Греции и охватывают область неба, доступную наблюдениям с юга Европы. Остальные современные созвездия были введены в XVII—XVIII веках в результате изучения южного неба (в эпоху великих географических открытий) и заполнения «пустых мест» на северном небе. Названия этих созвездий, как правило, не имеют мифологических корней.

12 созвездий традиционно называют зодиакальными — это те, через которые проходит Солнце (исключая созвездие Змееносца).

Звездой называется тело, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции. Хотя чаще всего называют звездой  небесное тело, в котором происходят на данный момент термоядерные реакции. Солнце — типичная звезда спектрального класса G.  Звёзды являют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Они состоят из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура  в недрах звёзд измеряется миллионами Кельвинов, а на  поверхности — тысячами Кельвинов. Энергия большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Эта реакция происходит при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды частенько нименуют главными телами Вселенной, т.к  в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Интересно и то, что звезды имеют отрицательную теплоемкость.

Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 св. лет от нашей Солнечной системы (4,2 св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9 × 10¹³ км). 

Невооружённым взглядом на небе можно  увидеть около 6000 звёзд.  По 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.

Солнце является самой близкой к нам звездой. Растояние до него составляет 150 000 000 километров. Это в 270 000 раз ближе, чем до самой близкой, исключая само Солнце, звезды. Всё то многое, что известно о звездах, мы знаем благодаря нашему дневному светилу.

Даже свет от ближайших звезд идет несколько лет. Сами звезды, в самые мощные телескопы, видны как точки. Хотя, это не совсем так. Звезды видны в виде крохотных дисков, но это связано с искажениями в телескопах, а не с увеличением. Звезд бесчисленное множество. Никто не в силах точно сказать, сколько существует звезд, тем более звезды рождаются и умирают. Можно лишь приближенно заявить, что в нашей Галактике около 150 000 000 000 звезд, а во Вселенной неизвестное число миллиардов галактик… А вот сколько звезд можно увидеть на небе невооруженным глазом известно точнее: около 4,5 тысяч. Более того, задавшись определенным пределом яркости звезд, близким по доступности глазу, можно это число назвать точнее, чуть ли не до единиц. Яркие звезды давно посчитаны и занесены в каталоги. Яркость звезды (или, как говорят, ее блеск) характеризуется звездной величиной, которую астрономы давно умеют определять.
Наше Солнце имеет поверхность с температурой около 6 000 К.  Надо заметить, что говоря о поверхности, мы имеем в виду лишь видимую поверхность.  Потому, что никакой твердой поверхности у газового шара быть не может.

Нормальные звезды гораздо больше планет, но главное – гораздо массивнее. Мы увидим, что во Вселенной есть странные звезды, имеющие типичные для планет размеры, но во много раз превосходящие последние по массе. Солнце в 750 раз массивнее всех остальных тел Солнечной системы. Есть звезды, которые в сотни раз превышающие по размеру Солнце и во столько же раз уступающие ему в этом показателе. Однако, массы звезд меняются в гораздо более скромных пределах – от одной двенадцатой массы Солнца до 100 его масс. Может быть, есть и более тяжелые, но такие массивные звезды очень редки. Можно догадаться, из последних строк, что звезды, очень сильно отличаются по плотности. Есть среди них такие, кубический сантиметр вещества которых, перевешивает большой груженый океанский корабль. Вещество других звезд настолько разряжено, что его плотность меньше плотности того наилучшего вакуума, который достижим в земных лабораторных условиях.

По спектрам звёзд астрономы изучают состав и строение звёзд, физические процессы, протекающие в них, определяют расстояния до звёзд и исследуют движение звезд в пространстве.
Спектры звёзд впервые стали исследовать в начале XIX в. Однако тогда еще не были известны законы спектрального анализа, лишь после открытия этих законов в середине XIX в. стали систематически наблюдать звёздные спектры.
Первые наблюдения были визуальными, проводились они с помощью спектроскопа. Применение фотографии во второй половине XIX в. открыло широкую дорогу спектральным исследованиям. Фотопластинка, помещенная в телескопе, перед объективом которого ставили призму, регистрировала сотни звёздных спектров за одну экспозицию.

На основе многочисленных снимков спектров звёзд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звёздных спектров (Morgan, Keenan и Kellman, 1943 г.). С небольшими изменениями она применяется и в настоящее время. Эта классификация звездных спектров получила название Гарвардской. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры поверхности звёзд по мере перехода к более поздним спектральным классам. Она выглядит следующим образом:

О – В – А – F – G – K – M

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звёзд плавно изменяются при переходе от одного класса к другому.

МК Спектральная классификационная система (стандартная)

Класс	Цвет	Температура, K	Состав	Примеры
O	Самые горячие звезды во Вселенной
	синий	28,000 – 50,000	ионизированные атомы, в основном, гелий	Mintaka (01-3III)
B	Менее горячие звезды
	голубой	10,000 – 28,000	нейтральный гелий, немного водорода	Alpha Eridani (B3V-IV)
A	светло-голубой	7,500 – 10,000	водород, некоторое количество ионизированных металлов	Sirius A (A0-IV)
F	белый	6,000 – 7,500	водород, ионизированные металлы, кальций и железо	Procyon A (F5V-IV)
G	Звезды со спектром, подобным солнечному
	желтый	5,000 – 6,000	ионизированный кальция, нейтральные и ионизированные металлы	Sol (G2V)
K	Звёзды более холодные, чем Солнце
	оранжевый	3,500 – 5,000	нейтральные металлы	Alpha Centauri B (K0-3V)
M	Самые холодные звезды
	красный	2,500 – 3,500	стабильные молекулы, оксид титана, нейтральный кальций	Wolf 359 (V5-8V)

Кроме того, в классификацию были добавлены типы R, N, S типы, характеризующие звезды, состоящие из тяжелых металлов. Другие типы (Q для новых, W- для звезд Wolf-Rayet’a, Т для T Tauri звезд и т.д.) соответствуют недавно открытым редким классам звезд.

Таким образом, новая классифицация включает в себя стандартные классы звезд + R, N, S, T, Q, W и т.д.

Каждый класс подразделяется на 10 категорий, в зависимости от температуры. Эти категории ранжируются от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные), т.е, А0, А1, А2… А8, А9. Причем А4 горячее. чем А7. Например, Вега – А0, а солнце G2.

Кроме того, звезды классифицируются по интенсивности излучения согласно схеме Yerkes, основанной на свечении и температуре, К:

Например, Солнце – G2V