Согласно исследованиям пулковского астронома В. А. Крата, разработавшего теорию истечения газа из этих звезд, можно предполагать, что вначале эти звезды были обычными горячими звездами, белыми сверхгигантами классов О и В. В результате истечения, потеряв почти 90 % своей массы, они превратятся в звезды типа Солнца.

Кроме звезд WR, есть еще несколько десятков звезд, которые тоже сбрасывают свои покровы. Но это происходит на них не непрерывно, а короткими и резкими вспышками. Такие звезды неожиданно и очень быстро разгораются. Атмосфера вспыхнувшей звезды расширяется, как мыльный пузырь, когда его надувают через соломинку. Газовая оболочка подымается над поверхностью звезды и затем разлетается в пространстве, а звезда на время успокаивается.

Астрономы прошлых столетий, замечавшие вспышки этих звезд, думали, что они наблюдают появление только что разгоревшихся новорожденных звезд, и поэтому называли их новыми. Название безусловно неудачное. Если бы загорелась действительно новая звезда, то она должна была бы светить как все звезды, а не угасать.

Впоследствии ученые убедились, что на месте вспыхнувшей звезды всегда имелась какая-либо слабенькая звездочка. И именно эта звездочка неожиданно стала большой и яркой.

Некоторые ученые попробовали изменить неудачное название вспыхнувших звезд, но не нашлось подходящего слова, и прежнее название — «новые» осталось.

«Новые» звезды, как предполагает Б. А. Воронцов-Вельяминов, повидимому, являются близкими родственниками звезд WR.

Кроме этих диковинных «испаряющихся» и «взрывающихся» звезд, некоторые белые сверхгиганты класса «О» тоже выбрасывают в пространство потоки раскаленных газов, но проделывают это не так буйно, как звезды WR и «новые».

Таким образом, белые сверхгиганты, все звезды WR, ядра планетарных туманностей и «новые» звезды являются поставщиками газов и пылевой материи, из которой затем образуются туманности.

Звезды класса «В» холоднее звезд класса «О», их температуры заключены в пределах от 24 000° до 12 000°.

У некоторых звезд этого класса тоже заметны признаки потоков газов, покидающих звезду. Но извержения в недрах ярко-белых звезд протекают не столь бурно, как у голубых.

Большинство звезд класса В — спокойные белые гиганты; таковы, например, Ригель из созвездия Ориона, Спика-Колос из Девы. Ближайшая к нам звезда класса В — Регул из созвездия Льва, до нее 80 световых лет.

Кроме белых гигантов, в этом же классе состоят несколько белых карликов.

Звезды следующего класса А еще холоднее. Их температура равна 12 000—8000°. К звездам класса А принадлежат многие яркие звезды нашего неба — Сириус-Блестящий из созвездия Большого Пса, Вега-Коршун из Лиры, Альтаир из Орла, Денеб из Лебедя. Все это довольно обычные звезды — среди них есть и гиганты и солнцеподобные звезды.

К классу F причислены золотисто-белые звезды, такие как Процион из созвездия Малого Пса, Канопус из Киля и другие. Их температура равна в среднем 8000°.

Пятый звездный класс называют солнечным, так как к нему принадлежит Солнце. В этом классе состоят желтые звезды с умеренной температурой в 6000°. К классу G принадлежит наш ближайший сосед и двойник нашего Солнца Толимак из созвездия Центавра и Капелла-Коза из Возничего.

В классе К состоят оранжевые звезды. Их температура еще ниже, чем у звезд солнечного класса — 4500°.

Представителями оранжевых звезд являются Альдебаран-Сверкающий из созвездия Тельца и Арктур-Страж Медведицы из Волопаса.

Класс М необычайно многочислен. В него входят все красные сверхгиганты и гиганты — Бетельгейзе, Антарес, Дивная и бесчисленное множество красных карликов.

Температура звезд класса М самое большее равна 3200°.

Инфракрасные звезды остались за пределами классификации. Когда звезды подразделяли на классы, о существовании темных, но теплых звезд не знали и места им, разумеется, не оставили. Это упущение будет исправлено, но надо сперва побольше собрать сведений об этих звездах?

Какие же звезды молоды?

На этот вопрос ученые отвечали по-разному. Одни говорили: моложе всех голубовато-белые звезды. Они велики, горячи, полны светоносной энергии и с юношеской щедростью изливают ее в пространство, но пройдут миллионы лет, — голубоватые звезды постепенно израсходуют большую часть своей массы, остынут, успокоятся и начнут экономнее расходовать запасы энергии. Они станут обычными белыми звездами, а затем пожелтеют, как листва осенью.

Вместе со старостью придет и скупость. Звезды сбавят свою светимость и, превратившись в маленьких красных карликов, перейдут в класс М. Там их ждет медленное угасание.

Другие ученые возражали, — красные звезды нельзя считать стариками. Наоборот, звезды из класса М — молодежь. Они только что возникли, еще не успели разгореться и достичь полного блеска. С течением времени красные звезды уплотнятся, их температура повысится, они станут оранжевыми, затем желтыми звездами. Постепенно уплотняясь и разогреваясь, они перейдут в класс голубоватых звезд, достигнут наивысшей степени нагрева, и их вещество начнет рассеиваться в пространстве.

Голубые звезды — это старики. Их яркий блеск — это блеск умирающей звезды.

Мнения обеих сторон казались вполне резонными. В самом деле, и красные звезды могут разгораться, и белые могут остывать. Возникла еще одна гипотеза, объединившая оба мнения.

Звезды образуются в виде огромных и сравнительно холодных шаров — красных сверхгигантов. Постепенно уплотняясь и разогреваясь, красные сверхгиганты становятся оранжевыми звездами, затем — желтыми и так, переходя со ступеньки на ступеньку, звезды, словно по лесенке, забираются в класс самых горячих голубых звезд.

Температура молодой звезды повышается сверх допустимого предела. В недрах звезды начинаются бурные извержения. Атмосфера звезды расширяется и постепенно рассеивается в пространстве.

Звезда быстро расходует запасы своего вещества, она сжигает сама себя и тем заканчивается ее юность.

Постепенно остывая и успокаиваясь, звезда переходит в класс белых, а затем и желтых звезд. Она снова совершает путешествие по ступенькам, но теперь уже не вверх по лестнице, а вниз, — проходит стадии желтых, оранжевых и красных звезд и заканчивает жизненный путь тусклым красным карликом.

Эта гипотеза возникла еще в первом десятилетии нашего века, а в 1913 году для ее подтверждения была составлена чрезвычайно интересная диаграмма.

Вот уже сорок лет как эта диаграмма служит настольным пособием для всех астрономов, изучающих звезды. Ее несколько раз перечерчивали разными способами, исправляли, дополняли, изучали и с ее помощью находили важные закономерности в звездном мире.

Для составления этой диаграммы лист бумаги расчертили по числу спектральных классов на 7 вертикальных столбцов или лесенок. Самая крайняя слева лесенка была предназначена для горячих голубых звезд класса «О», следующая за ней — для голубовато-белых звезд, третья слева — для белых звезд, четвертая — для золотисто-белых, пятая — для желтых, шестая — для оранжевых, а самая крайняя справа — для красных звезд класса М.

Каждый вертикальный столбец разграфили на 30 клеточек или ступенек для звезд различной яркости.

Затем взяли список звезд, в котором указаны их спектральные классы и светимости, и начали рассаживать звезды по лесенкам и ступенькам. Каждую звезду обозначали просто точкой. Все точки были одинаковой черноты, но ставили их в соответствии со спектральным классом звезды и ее светимостью.

Наиболее тусклые красные звезды заняли самую нижнюю ступеньку лесенки М. Звезды восемнадцатой величины поместили на вторую ступеньку. Звезды семнадцатой величины — на третью, шестнадцатой — на четвертую и так далее. Чем ярче звезда, тем выше она получала место. На самом верху диаграммы находится чемпион светимости — двойная звезда S Золотой Рыбки.