Радиус-жарықтылық-масса тәуелділігі

Жоғарыда алынған өрнектер маңызды 3 параметрді: радиус, жарықтылық және әсерлі (эффективті) температураны байланыстырады. Сонымен қатар, спектр (яғни, температура) және жарықтылық арасындағы тәуелділік (Герцшпрунг-Рэссел диаграммасы) бізге белгілі. Олай болса, (3.4.7) өрнекке кіретін барлық шамалар өзара тәуелді және жұлдыздардың әрбір тізбегі үшін спектр-жарықтылық диаграммасында спектрлік класс пен радиус арасында белгілі бір заңдылықты табуға болады. Ол үшін спектр-жарықтылық диаграммасының түрін аздап өзгерту керек болады. Визуалды абсолют жұлдыздық шама орнына абсолют болометрлік жұлдыздық шаманы, ал спектрлік класс орнына – сәйкес әсерлі температураны енгіземіз. Бұл жағдайда «ескі» диаграмманың жалпы сипаты негізінен сақталады. Соңғы сызылған диаграммада радиустары бірдей жұлдыздардың орны түзу сызықпен көрсетіледі, себебі Lg L және Lg Т_эфф арасындағы тәуелділік – сызықты. 3.14-суретте тұрақты радиустарының сызықтары келтірілсе, бұл сызықтар бізге жұлдыздардың өлшемдерін олардың жарықтылығы (абсолют жұлдыздық шама) және спектрі (әсерлі температура) бойынша табуға болады. 197-суреттен жұлдыздардың радиустары өте үлкен аралықтарда өзгеретінін көреміз, яғни жүздеген (мыңдаған) - ден (алыптар және аса-алыптар) (10² - 10³) -ге (ақ ергежейлілер) дейін. Олай болса, жұлдыздық атмосфералардың температураларының (ерекшеліктері) айырмашылықтарды 10 есеге дейін ғана болса, ал диаметрлеріндегі өзгешелік 10⁶ дәрежесіне дейін жетеді.

Бас тізбекті жағалай төмен түскен сайын жұлдыздар массасы кеми түседі. Ергежейлілердің массасы Күннен аз. M < 0,02 болған кезде заттан жұлдыз түзіле алмайды, ол планетаға сығымдалады.