Название класса звёзд связано с именами французских астрономов Шарля Вольфа и Жоржа Райе, впервые обративших внимание на особенности в их спектрах в 1867 году

Звёзды типа T Тельца

Звёзды, которые ещё не вступили на главную последовательность. Они весьма молоды и имеют массу меньше двух солнечных. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Температура в их ядре недостаточна, чтобы запустить термоядерную реакцию, которая начнётся приблизительно через 100 млн лет после образования звезды. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.

Новые звёзды

Все новые звёзды являются тесными двойными системами, состоящими из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности, либо достигшей в ходе эволюции стадии красного гиганта.

Сверхновые звёзды

Данный объект является итогом катаклизмического процесса, сопровождающегося выделением значительной энергии и возникающий в конце эволюции некоторых звёзд. Взрыв сопровождается выбросом значительной массы в межзвёздное пространство. А на месте звезды-прародителя, как правило, остаётся компактный объект, нейтронная звезда или чёрная дыра. Вместе, они образуют остаток сверхновой.

Как правило, сверхновые звезды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло. Поэтому их природа довольно долго была неясна.

Гиперновая

Возникает в результате взрыва массивной звезды (с массой более 20 масс Солнца) после коллапса её ядра. Коллапс ядра происходит после того, как в нём истощается топливо для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая.

LBV (Luminous blue variable) – яркая голубая переменная

очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты. Они показывают неправильные (иногда циклические) изменения блеска. Обычно, это самые яркие голубые звезды галактик, в которых они наблюдаются. Как правило, связаны с диффузными туманностями и окружены расширяющимися оболочками. Встречаются исключительно редко.

Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и их масса может составлять 150 солнечных, подходя к теоретическому пределу массы звезды, что делает их самыми яркими, горячими и мощными звёздами во Вселенной.

Звёзды этого типа всегда находятся в состоянии неустойчивого гидростатического равновесия, поскольку с их поверхности постоянно истекает мощнейший звёздный ветер, который всё время снижает их массу. По этой причине они всегда окружены туманностями. Из-за их огромной массы время жизни таких звёзд очень мало: всего несколько миллионов лет.

Нейтронные звёзды

Астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов.

Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра. Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

Считается, что нейтронные звёзды рождаются во время вспышек сверхновых звёзд.

Уникальные звезды (SS 433)

Двойная затменная звёздная система, включающая в себя два компонента. Один из них представляет собой массивную звезду высокой температуры и светимости, а другой — компактную звезду (нейтронную звезду или чёрную дыру). С главной звезды на спутник непрерывно перетекает струя газа, так как гигант не может сохранить свою целостность в поле тяготения своего очень компактного соседа. Спутник окружён облаком плазмы, имеющим очень высокую температуру и светимость. Эти процессы порождают мощное рентгеновское излучение.

Других звёздных систем, подобных SS 433, астрономами в нашей Галактике пока не найдено.

3) Основные варианты эволюции звёзд в зависимости от их массы

Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.