La massa è il fattore più importante di una stella, perchè influisce su tutti gli altri fattori: la temperatura, la luminosità e la durata della stella. Le stelle con la massa minore sono anche quelle più fredde; esse vengono chiamate nane rosse. Una tipica nana rossa, come la stella di Barnard, ha una massa pari a circa un decimo di quella del Sole e splende di un colore rosso smorto, con una temperatura superficiale di circa 3000 °C. Anche se è distante soltanto sei anni luce, la stella di Barnard è troppo debole per essere visibile a occhio nudo.
Fatto abbastanza sorprendente, le stelle di massa minore sono quelle che vivono più a lungo. Il loro fuoco nucleare brucia così lentamente che esse possono sopravvivere per un milione di milioni di anni, cento volte più a lungo del Sole. Quest'ultimo che, per definizione, è di una massa solare, ha una temperatura superficiale di 5500 °C, e si prevede che vivrà per circa 10.000 milioni di anni. Attualmente è a circa metà della sua vita.
Salendo di un gradino, una stella come Sirio, che ha una massa due volte quella del Sole, può vivere soltanto per circa un miliardo dì anni, un decimo della vita dei Sole. La temperatura superficiale di Sirio è di 11.000 gradi ed il suo colore è bianco-azzurro. Spica, nella costellazione della Vergine, è ancora più grande e più calda: la sua massa è circa 11 volte quella solare con una temperatura superficiale dì circa 24.000 °C. La vita di questa stella molto calda e luminosa è meno dell'uno per cento di quella del Sole.

Grafico Temperatura\luminosita` delle stelle morenti.
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Il colore di una stella è un indice diretto della sua temperatura. Il modo più preciso per misurare la temperatura di una stella è quello di studiarne lo spettro, il che viene fatto analizzandone la luce con uno strumento chiamato spettroscopio. Le stelle vengono classificate in una sequenza di classi spettrali secondo la loro temperatura. Le stelle più blu e più calde appartengono alle classi spettrali 0 e B (Spica è una stella di classe B). Poi vengono le stelle bianco-azzurre della classe A, alla quale appartiene Sirio, e poi le stelle bianche della classe F; Procione è una stella di classe F. Le stelle di classe G sono di colore bianco-giallo; fra queste ci sono il Sole, alfa Centauri e  tau Ceti. Le stelle di classe K sono ancora più fredde, come epsilon Eridani, che appare di colore arancione. Le più fredde di tutte sono le stelle rosse con uno spettro di classe M, come la stella di Barnard. Ciascuna classe spettrale è suddivisa in 10 sottoclassi, indicate con un numero da 0 a 9; su questa scala più Precisa, il Sole è una stella di classe G2.

Classi spettrali

Classe.....Colore......................................Intervallo di  temperatura (Q)

O....................Blu...............................................40.000-25.000 Zeta Puppis (supergigante)

B.....................Blu............................................. 25.000-11.000 Spica (sequenza principale)
................................................................................Regulus (sequenza principale)
................................................................................Rigel (supergigante)

A......................Bianco-azzurro...............11.000-7.500  Vega (sequenza principale)
................................................................. ...............Sirius (sequenza principale)
.................................................Deneb (supergigante)
 

F.......................Bianco.....................................7.500-6.000 Canopus (supergigante)
 .................................................................................Procyon (subgigante)
................................................................................. Polaris (supergigante)
 

G......................Bianco-giallo....................6.000-5.000 Sole (sequenza principale)
.................................................................................Alfa Centauri (sequenza principale)
.................................................................................Tau Ceti (sequenza principale)
.................................................................................Capella (gigante)

K.......................Arancione...........................5.000-3.500 Epsilon Eridani (sequenza principale)
.................................................................................Arcturus (gigante)
.................................................................................Aldebran (gigante)
 

M.......................Rosso.....................................3.500-3.000 Stella di Barnard (sequenza principale)
..................................................................................Antares (supergigante)
..................................................................................Betelgeuse (supergigante)
 

Se si costruisce un grafico in cui la classe spettrale delle stelle è riportata in ascissa (orizzontale) e la loro luminosità effettiva (magnitudine assoluta) in ordinata (verticale), tutte le stelle che sono in una stabile "mezza età" vengono a trovarsi in una ben definita fascia diagonale, chiamata "sequenza principale". La posizione di una stella lungo la sequenza principale è definita dalla sua massa, con le stelle di massa più piccola all'estremità inferiore e quelle di massa più grande all'estremità superiore. Il Sole, come si confà al suo carattere mediano, si trova a metà strada lungo la sequenza. Questo tipo di grafico è chiamato “diagramma di Hertzsprung-Russel” ideato nel 1911-1913.

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