Come già accennato, la maggior parte delle informazioni di cui disponiamo sulle condizioni fisiche delle stelle è ottenuta dai loro spettri.
L'energia prodotta al loro interno filtra gradualmente verso la superficie attraverso i gas incandescenti di cui le stelle sono composte, attraverso una graduale diminuzione della temperatura e della densità di tali gas; una stella, in realtà, non possiede una superficie nettamente definita proprio in quanto la densità dei gas diminuisce gradualmente verso l'esterno fino ad annullarsi completamente. Ad ogni modo, nella parte più esterna degli astri vi è una regione il cui materiale diventa trasparente alla luce: la fotosfera, lo strato dove il caratteristico spettro delle stelle viene a tutti gli effetti “creato”.
L'energia luminosa che abbandona la stella ha uno spettro che è governato dalla temperatura, dalla densità e composizione chimica di questo strato di gas il cui spessore è appena un millesimo - o addirittura meno - del raggio della stessa.
Lo spettro detto “continuo” è prodotto dalle regioni calde sottostanti alla fotosfera mentre le “righe di assorbimento” sono dovute agli atomi e alle molecole presenti nell'atmosfera stellare, più fredda.
Lo spettro detto "di assorbimento” è costituito da righe scure sovrapposte alla striscia iridata continua; tali righe sono dovute al fatto che gli atomi dell'atmosfera stellare assorbono certe lunghezze d'onda tipiche dello spettro continuo.
Le stelle non sono quindi dei semplici punti luminosi imperscrutabili, ma oggetti con una personalità individuale e i loro spettri continui, assieme a quelli a righe di assorbimento, possono essere definiti come i veri pilastri che sorreggono tutte le teorie sull’astrofisica stellare e, di conseguenza, molte delle nostre conoscenze sull’Universo.
La struttura di una stella viene determinata identificando le combinazioni di righe che i suoi elementi chimici creano attraverso il suo spettro: a seconda della struttura atomica dell'elemento, il suo spettro può avere molte o poche righe ma per ogni particolare elemento la disposizione delle righe e la composizione dello spettro è la medesima ed è diversa da quella di qualsiasi altro elemento.
La temperatura di una stella è indicata proprio dal numero di righe nello spettro: a temperature elevate, ad esempio, si hanno poche righe perché pochi elementi rimangono nel loro stato naturale.
La velocità di una stella nel suo moto di avvicinamento o di allontanamento dal Sistema Solare è indicata dallo spostamento delle sue righe spettrali; questo avviene “verso il blu”, a sinistra dello spettro, se la stella si avvicina mentre avviene “verso il rosso”, a destra dello stesso, se si allontana. Più grande è la velocità della stella, maggiore è lo spostamento delle sue righe. L'entità dello spostamento viene determinata comparando le righe dello spettro in questione con quelle di un campione di laboratorio; tale cambiamento apparente delle lunghezze d'onda di una radiazione luminosa è il ben noto effetto Doppler, che si verifica anche in presenza di onde sonore. Il riscontro pratico lo si ritrova nel fatto ben noto del cambiamento di altezza nel fischio della sirena di una sorgente sonora che prima si avvicina (con un suono acuto o di alta frequenza) e per poi allontanarsi (con un suono grave).
Le caratteristiche principali dell'aspetto di uno spettro stellare sono governate, come già detto, per lo più dalle temperature effettive delle stelle. Una composizione chimica insolita può modificare radicalmente lo spettro di una stella ma la grande maggioranza delle stelle, quelle così dette normali, hanno una composizione molto simile a quella del Sole.
L'ampio intervallo di temperature ha come conseguenza una grande varietà di spettri. Questi sono classificati in sette gruppi principali che formano una sequenza di temperature e di colori; ogni classe è designata da una lettera dell'alfabeto. Tali classi sono, dalle più calde alle più fredde: O, B, A, F, G, K, M, e sono associate ad una ulteriore suddivisione in 10 sottoclassi numerate da 0 a 9 (tra gli addetti ai lavori esiste un famoso ausilio mnemonico per ricordarne la sequenza con le iniziali della frase - in inglese - “Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!" ovvero “Sii una ragazza carina, baciami!”)
La strana sequenza di lettere sopra descritta deriva da un metodo piuttosto empirico di classificazione, sviluppato nei primi anni di questo secolo, metodo che prevedeva la classificazione degli spettri ordinata per densità crescenti delle righe dell'idrogeno, ma in presenza di classi spurie fu necessario rettificare la scala secondo una semplice sequenza di temperature pur mantenendo grosso modo l'ordine alfabetico storico.
Due grandi astronomi dello scorso secolo, il danese Ejnar Hertzsprung e lo statunitense Henry Norris Russel, notarono - indipendentemente l’uno dall’altro - che quasi tutte le stelle blu sono intrinsecamente molto brillanti e constatando l'esistenza di due specie di stelle rosse: una poco luminosa, l'altra molto.
Tale particolarità risultò ancora di più quando i due astronomi misero i punti rappresentativi delle stelle (luminosità e temperatura) in un diagramma in cui erano riportate la loro luminosità assoluta (sulle ordinate, in ordine crescente di valori) e la loro temperatura superficiale (sulle ascisse, in ordine decrescente): parve quindi chiaro come certe combinazioni di luminosità e di temperature erano molto più frequenti di altre; inoltre notarono due distinti raggruppamenti disposti in fasce.
Il diagramma così creato prese, in seguito, il nome dei suoi ideatori: si tratta, infatti, del famoso diagramma H-R.
Una delle due fasce, quella disposta diagonalmente, è chiamata sequenza principale o anche "branca delle nane"; contiene la maggior parte delle stelle, parte dai valori relativi alle stelle molto luminose e di alta temperatura superficiale (in alto a sx) per finire con stelle a bassa luminosità e bassa temperatura (in basso a dx).
La seconda fascia, posta quasi orizzontalmente, viene chiamata branca delle giganti e raggruppa le stelle che hanno elevata luminosità e bassa temperatura.
Un terzo gruppo, posto nella parte superiore del diagramma, è noto come il branca delle supergiganti, composto da stelle luminosità ancora maggiore delle giganti e da temperature che spaziano su un range più ampio di temperature.
Infine, situato molto al di sotto della sequenza principale, c'è il gruppo delle così dette nane bianche, stelle calde ma poco luminose a causa delle loro alquanto ristrette dimensioni.
La posizione di una stella nel diagramma H-R dipende dunque dalla sua massa, dalla sua composizione chimica e dalla sua età; questa posizione però non è statica ma cambia man mano che il tempo passa e che le reazioni nucleari, al suo interno, ne modificano la struttura (il Sole occupa un posto intermedio fra le stelle della sequenza principale in quanto ha una magnitudine assoluta di +4,79 ed una temperatura superficiale di circa 5.700 K: è classificato come una nana gialla di tipo spettrale G2).
E' sufficiente ricordare che una stella trascorre la maggior parte della sua vita fondendo idrogeno in elio e che, in tale periodo, si trova nel diagramma H-R su un qualche punto sulla sequenza principale determinato proprio dalla sua massa iniziale.
Quando una parte significativa del suo idrogeno è stato consumato e convertito in altri elementi, nella struttura della stella si verificano mutamenti che ne determinano una forte espansione nonché un aumento della luminosità assoluta cosicché la stella “esce” dalla sequenza principale per spostarsi nella categoria delle giganti o delle supergiganti. Infine, quando tutti i possibili combustibili nucleari sono stati esauriti, la stella giunge al termine della sua evoluzione luminosa.
Se la sua massa è dell'ordine della massa del Sole, il nucleo della stella collasserà divenendo una nana bianca
(il resto del suo materiale gassoso costituente verrà espulso formando una effimera nebulosa planetaria che, col tempo, andrà a dissolversi) composta da gas degenere che sosterrà un ulteriore collasso con la pressione data dai soli elettroni.
Quando la massa della stella è compresa tra 1,4 e 3 volte la massa del nostro Sole, essa esploderà dando origine ad una supernova cosiddetta "di tipo II"; della stella progenitrice resterà una nube di materiale gassoso in espansione mentre il nucleo della stella non andrà distrutto bensì muterà in oggetti ancora più esotici. Nel primo caso, quando il nucleo della stella progenitrice della supernova di "tipo II" ha massa non dissimile ad quella solare, esso potrà divenire una piccolissima e densissima stella degenere sostenuta dalla pressione esercitata dai suoi soli neutroni: per l'appunto, una stella di neutroni.
Per stelle con massa ancora maggiore, il destino riserva un destino ancor più incredibile: schiacciate sotto il loro stesso peso, non più sostenuto da alcun tipo di pressione di gas degenere, la loro densità diventerà così elevata al punto che l’immenso campo gravitazionale prodotto da tale 'oggetto collassato attorciglierà su se stesso il tessuto spazio temporale in cui è immerso: ciò che resta di quella che una volta era una stella scomparirà quindi alla vista, isolandosi dall’Universo conosciuto per formare un buco nero, che si manifesta unicamente attraverso il suo campo gravitazionale.
Ciò che era una volta una stella è ora invisibile e i suoi bellissimi colori, resi visibili attraverso le sue fasi evolutive, sono ora più che mai spenti...