Діаграма Герцшпрунга-Рассела (діаграма Г-Р або діаграма колір — світність) — графічно відображена залежність між світністю (чи абсолютною зоряною величиною) та спектральним класом(тобто, температурою поверхні) зорі.

Запропонована 1910 року незалежно Ейнаром Герцшпрунгом (Данія) та Генрі Расселом (США). Діаграма використовується для класифікації зір та відповідає сучасній уяві про зоряну еволюцію.

Зорі на цій діаграмі розташовуються не випадково, а утворюють добре помітні ділянки, які називають послідовностями. Найцікавішим є те, що схожі за фізичними властивостями зірки займають відокремлені області: головну послідовність, послідовності надгігантів, яскравих і слабких гігантів, субгігантів, субкарликів, білих карликів та ін.

Близько 90% зір розташовано вздовж вузької смуги — головної послідовності, що перетинає діаграму по діагоналі від високих світностей та температур до низьких. Світність цих зір зумовлено ядерними реакціями перетворення водню на гелій. Згідно з йєркською класифікацією, зорі головної послідовності належать до V-го класу світності.

Чітко виділяються кілька гілок зір, що вже пройшли стадію головної послідовності (гіганти, надгіганти). У них відбувається «горіння» гелію та важчих елементів. Вони розташовані вище головної послідовності, ці зорі належать до I-IV класів світності.

У нижній частині діаграми розташовано білі карлики, що проеволюціонували майже повністю. Вони мають VII клас світності.

Діаграма Герцшпрунга-Рассела від Річарда Повелла з нанесенням 2300 найближчих зір. Перегляд діаграми свідчить, що зорі скупчено у певних зонах діаграми. Особливо насичена діагональ, яка проходить з верхнього лівого кута (гарячі та яскраві зорі) до нижнього правого (холодні і тьмяні). Вона називається головною послідовністю. Внизу розташовано білі карлики, а над головною послідовністю розташовано субгіганти, гіганти і надгіганти. Сонце розташоване на головній послідовності з абсолютною зоряною величиною 4,8^m і кольоровим індексом B-V 0,66 (температура 5780K, спектральний клас G2)

Для «побудови» моделі зорі, тобто знаходження розподілу тиску, густини й температури від центра зорі до її поверхні достатньо щоб були відомі її параметри — маса, радіус та світність. Докладніше картину побудови моделі зорі дає теорія внутрішньої будови зорі, зокрема основні її рівняння.

У надрах Сонця відбувається променистий перенос енергії, у зовнішній оболонці — конвективний. Виявилось, що таку будову мають усі зорі головної послідовності; товщина зовнішньої конвективної зони тим більша, чим менша ефективна температура зорі. У зір верхньої частини головної послідовності зовнішньої конвективної зони немає. Такі зорі мають більше конвективне ядро, оточене променистою оболонкою.

Складнішу модель мають червоні гіганти та надгіганти. У центрі гіганта розташоване ізотермічне ядро, у якому температура практично незмінна (його радіус складає приблизно 0,001R_☉, маса 0,25М_☉). Ядро оточене тонким шаром, у якому відбуваються енергії за рахунок термоядерних реакцій. Далі — шар товщиною приблизно 0,1R_☉, у якому енергія переноситься випромінюванням.

Життя зорі залежить від хімічного складу речовини. Історія вивчення хімічного складу зір починається з середини XIX ст. На зорях не виявлено жодного невідомого хімічного елемента. Єдиний елемент, який спочатку було відкрито спочатку на Сонці і лише потім виявлено на Землі гелій. Найбільше в зорях міститься водню. Приблизно втричі менше в них гелію. Частка важких елементів невелика (на Сонці — близько 2 %), але вони, за висловом американського астрофізика Девіда Грея, мов дрібка солі в тарілці супу, надають особливого смаку роботі дослідника зір. Від їх кількості деякою мірою залежать і розмір, і температура, і світність зорі.

Після водню й гелію в зорях найбільш поширені ті самі елементи, які поширені на Землі: кисень, вуглець, азот, залізо та ін. Хімічний склад у зір різного віку різний. У найстаріших зір частка елементів, важчих від гелію, значно менша, ніж на Сонці. У деяких зорях вміст заліза менше від сонячного в сотні й тисячі разів. А от зір, де цих елементів було б більше, ніж на Сонці, порівняно небагато. Ці зорі (багато з них — подвійні), як правило, є незвичайними й за іншими параметрами: температурою, напруженістю магнітного поля, швидкістю обертання. Деякі зорі виділяються за вмістом якого-небудь одного елемента або групи елементів. Такі, наприклад, барієві або ртутно-марганцеві зорі. Причини подібних аномалій поки малозрозумілі.

Хімічний склад — один із фундаментальних параметрів зорі, від якого залежать її будова і спектр випромінювання. Вивчення хімічного складу зір дозволяє розв'язати загальнонаукові проблеми, такі як походження хімічних елементів, еволюція зір, походження і розвиток Всесвіту.

Змінні зорі — зорі, у яких спостерігається зміна блиску. Взагалі блиск будь-якої зорі тією чи іншою мірою змінюється з часом. Але змінними називають зорі, у яких зміна блиску була надійно зафіксована (на досягнутому рівні техніки спостереження). Для належності зірки до змінних досить, щоб її блиск зазнав змін хоча б одного разу.

Не слід плутати змінність зір з їх мерехтінням, яке відбувається через коливання земної атмосфери. Під час спостережень із космосу зорі не мерехтять.

Кількість відомих на сьогодні змінних зір дуже велика (понад 40 000). Більше 15 000 зір підозрюють у змінності, але вони ще не вивчені. Близько 3000 змінних зір відкрито у найближчих галактиках — Магелланових Хмарах та близько 700 — у Туманності Андромеди.

Відповідно до класифікації, запропонованої 1969 року, змінні зорі поділяються на три великі класи:

• пульсуючі — характеризуються повільними і безперервними змінами блиску;
• затемнені — являють собою систему з двох (іноді трьох або більше) зірок, що обертаються довкола одного центру мас.
• еруптивні — зірки, що змінюють блиск нерегулярно (або лише одного разу);

Кожен клас у свою чергу поділявся на типи, в окремих випадках виділено підтипи.

В одних, типу Алголя (β Персея), блиск поза затемненням практично постійний, в інших же (типу β Ліри, типу W Великої Ведмедиці) періоди стабільності блиску відсутні, що дає підставу вважати компоненти цих систем еліпсоїдальними, витягнутими взаємним тяжінням. Зміна блиску поза затемненням у таких систем пояснюються неперервною зміною оберненої до спостерігача площі поверхні зір. Періоди зміни блиску затемнюваних зір (що збігаються з орбітальним періодом) дуже різноманітні: від десятків хвилин до десятків років.

Такі системи надають унікальну можливість визначення низки важливих характеристик зір, особливо в тому випадку, якщо відомі відстані до системи та крива зміни променевих швидкостей зірок, що входять до системи. За часом затемнення можна обчислити діаметр зорі у частках великих півосей їхніх орбіт, а потім — і в кілометрах. За світністю L й розмірами зір можна знайти ефективну температуру їх поверхні. Спостерігаючи зміни спектру протягом затемнення, можна вивчити будову атмосфери зорі, яка затемнює (крізь яку просвітлюється другий компонент системи), на різних глибинах.

У більшості випадків можна із впевненістю сказати, що зміни блиску зумовлено пульсацією зір.

Поділяються на такі типи:

• цефеїди — жовті гіганти та надгіганти зі періодами від 1 доби до 135 діб (можливо навіть до 200 діб). Характеризуються відомою залежністю між періодом пульсацій та світністю, що дозволяє визначати відстань до зірки за спостережуваним періодом пульсацій. За цю рису отримали образну назву маяки Всесвіту.
• Виокремлюють два підкласи, які дещо відрізняються:
  • класичні цефеїди або цефеїди плоскої складової галактики (DCEP, DCEPS, CEP(B));
  • цефеїди сферичної складової галактики (CWa, CWb, BLBOO);
• змінні типу RV Тельця (RV, RVa, RVb) — надгіганти спектральних класів F-G у максимумі. Характеризуються подвійними хвилями пульсацій. Формальні періоди — від 30 до 150 діб;
• змінні типу RR Ліри (RRab, RRc, RR(B)). Крива блиску подібна до цефеїд, але період пульсацій — від 5 до 30 годин. Досить тривалий час їх називали короткоперіодичними цефеїдами, але вживання цього терміну наразі не рекомендується; їх світність майже не залежить від періоду і становить близько 0^m, тобто це жовті гіганти. Найчисленніший клас змінних. До нього належать старі зорі з масою менше сонячної, що здолали значну частину еволюційного шляху і мають перетворитися на червоних гігантів.
• змінні типу δ Щита (DSCT)— дуже короткоперіодичні змінні (від кількох хвилин до кількох годин) із невеликими амплітудами (0,2^m — 0,7^m). Абсолютна зоряна величина — від +2 до +4. Це зорі головної послідовності, подібні до Сонця;
• змінні типу ZZ Кита (ZZ, ZZa, ZZb) — пульсуючі білі карлики, що змінюють блиск із періодичністю від 30 секунд до 25 хвилин та невеликими амплітудами (до 0,2^m);
• довгоперіодичні змінні типу Міри (M, M:). червоні гіганти, характеризуються повільними пульсаціями з добре вираженою періодичністю від 80 до 1000 діб та досить значними амплітудами змін блиску (більше 2,5^m) у видимому світлі;
• напівправильні змінні (SRa, SRb, SRc, SRd) — червоні гіганти із амплітудою змін блиску, що не перевищує 2,5^m, та періодами від 20 до 2300 діб. Амплітуди та періоди пульсацій можуть зазнавати змін.
• неправильні змінні (Lb — гіганти, Lc — надгіганти) — за визначенням це повільні пульсуючі змінні, позбавлені періодичності або зі слабко позначеною періодичністю. Але належність багатьох зір до цього класу зумовлена лише їхньою недостатньою вивченістю, тому деякі дослідники досить емоційно називають його смітником класифікації.

Зміни блиску еруптивних зір пов'язують з процесами виверження речовини, що відбуваються на зорях чи навколо них, або ж із вибухами самих зір. Класифікація GCVS-3 виділяє два підкласи:

• нові або новоподібні;
• неправильні змінні, пов'язані з дифузними туманностями, та швидкі неправильні;

Нова класифікація виокремлює сім класів, які у свою чергу поділяють на типи (та підтипи):

1. еруптивні (FU, GCAS, I, IA, IB, IN, INA, INB, INT, IT, IN(YY), IS, ISA, ISB, RCB, RS, SDOR, UV, UVN, WR),
2. пульсуючі (ACYG, BCEP, BCEPS, CEP, CEP(B), CW, CWA, CWB, DCEP, DCEPS, DSCT, DSCTC, GDOR, L, LB, LC, M, PVTEL, RPHS, RR, RR(B), RRAB, RRC, RV, RVA, RVB, SR, SRA, SRB, SRC, SRD, SXPHE, ZZ, ZZA, ZZB);
3. що обертаються (ACV, ACVO, BY, ELL, FKCOM, PSR, SXARI);
4. катаклізматичні (вибухові та новоподібні змінні) — це змінні, що показують спалахи, викликані термоядерними вибухами, що відбуваються або в їхніх поверхневих шарах (нові), або в глибоких надрах (наднові). Термін «новоподібні» використовується для змінних, які показують спалахи, викликані швидким виділенням енергії в навколишній простір (зірки типу UG), а також для об'єктів, що не показують таких спалахів, але подібні до нових за спектральними (або іншими) характеристиками у мінімумі блиску. Більшість вибухових та новоподібних є тісними подвійними системами, їхні компоненти дуже впливають на еволюцію одна одної. Часто спостерігається, що гаряча карликова компонента оточена акреційним диском, утвореним із матерії, що втратила друга, холодніша та більша компонента. Цей клас поділяється на такі типи:
   • N — Нові. У результаті спалаху збільшують свій блиск у 10³—10⁶ разів (на 7-19^m);
     • NA — швидкі нові, які характеризуються швидким підйомом блиску;
     • NB — повільні нові;
     • NC — нові з дуже повільним розвитком, які більше десяти років залишаються в максимумі блиску, і дуже повільно згасають;
     • NR — повторні нові. Відрізняються тим, що у них зафіксовано не один спалах, а два (або більше) з інтервалом від 10 до 80 років. Згідно з сучасними уявленнями, всі нові мають бути повторними. Для більшості з них спостерігався лише один спалах тільки тому, що період між спалахами дуже великий;
   • SN — наднові. У результаті вибуху збільшують блиск більш ніж на 20^m;
     • SNI — наднові I типу. У спектрах спостерігаються лінії важких елементів (Si, Ca), відсутні лінії водню; оболонка, що скидається, також майже не містить водню. Мають характерні, майже однакові криві блиску;
     • SNII — наднові II типу. У спектрах спостерігаються лінію водню; оболонка складається здебільшого з водню та гелію. Різноманітніші криві блиску;
   • NL — новоподібні змінні зорі, недостатньо вивчені. Іноді після належного дослідження окремі об'єкти класифікують до інших видів;
     • UG — змінні типу U Близнюків, ще називають карликовими новими. Тісні подвійні системи, орбітальні періоди від 0,05 до 0,5 діб. Зазвичай спостерігаються невеликі швидкі флуктуації, але час від часу блиск швидко зростає на кілька зоряних величин, а потім за кілька днів повертається до попереднього стану.
     • UGSS — змінні типу SS Лебедя. Змінюють свій блиск за 1-2 доби на 2-6 зоряних величин і через кілька днів повертаються до початкового блиску.
     • UGSU — змінні типу SU Великої Ведмедиці. Характеризуються наявністю двох типів спалахів — нормальних та надмаксимумів.
     • UGZ — змінні типу Z Жирафи. Показують циклічні спалахи, але іноді після спалаху не повертаються до початкового блиску.
     • ZAND — симбіотичні змінні типу Z Андромеди.
5. затемнювані в подвійних системах (Е):
   • змінні типу Алголя (EA) - головний мінімум добре помітний, вторинний мінімум значно слабший, може бути взагалі відсутній. Поміж затемненнями блиск практично постійний;
   • змінні типу β Ліри (EB) — крива блиску має два нечіткі мінімуми різної глибини, а між ними блиск неперервно змінюється;
   • змінні типу W Великої Ведмедиці (EW) — на кривій блиску два нечітких мінімуми приблизно однакової глибини, між ними блиск змінюється неперервно;
6. тісні подвійні оптично змінні — інтенсивні рентгенівські джерела (X, із типами та підтипами XB, XF, XI, XJ, XND, XNG, XP, XPR, XPRM, XM);
7. інші:
   • зорі, що не отримали належної класифікації:
     • L: — недосліджені змінні з повільними змінами блиску;
     • S: — недосліджені змінні зі швидкими змінами блиску;
     • * — унікальні (пекулярні) змінні, що не знаходять класифікації у межах перелічених вище типів;
   • об'єкти, що були помилково класифіковані як змінні зорі:
     • CST — постійні зорі. Свого часу були підозрювані у змінності та поспішно класифіковані як змінні. Подальші спостереження їхню змінність не підтвердили;
     • BLLAC — позагалактичні об'єкти (типу BL Ящірки). Компактні квазізоряні об'єкти із майже неперервним спектром, дуже слабкими лініями емісії та поглинання і порівняно швидкими змінами блиску з амплітудою до 3^m або більше;
     • GAL — оптично змінні квазізоряні позагалактичні об'єкти (активні ядра галактик);
     • QSO — оптично змінні квазізоряні позагалактичні об'єкти (квазари).