赫罗图
盖亚任务、宇宙微波背景辐射、星际消光与红化、多普勒效应、赫罗图
宇宙背景辐射
宇宙背景辐射是来自宇宙空间背景上的各向同性或者黑体 形式和各向异性的微波辐射，也称为微波背景辐射。 有一个很令人头痛的问题在困扰这物理学家们，宇宙到底是 如何演化的。那是有两大派系，一派认为宇宙是一个稳恒的 存在，不会变大也不会变小，而另一派认为宇宙是起源于一 次大爆炸，大爆炸之后宇宙一直是在动态演化中的。那时候 似乎大爆炸似乎不太靠谱，因为按照这个「大爆炸」的逻辑， 我们现在应该能够观测到大爆炸的余热，然而大家暂时还没 找到。 二十世纪中叶，有两位非常厉害的工程师（Arno Penzias 和 Robert Wilson），他们做了一台很大的天线。但是，在调试 天线的过程中，却发现无论天线朝向哪个方向，都有一个一 模一样的很讨厌的背景噪声。起初大家以为是天线上的鸟粪 造成的，但是大家清理了鸟粪，检查的各个地方，最后这个 背景噪声还是消不去。
2014年日、月食
2014年有两次月食和两次日食，值得我们重点关注的 是10月8日的月全食。
一、4月15日月全食
2014年的第一次月食发生在4月15日，月亮位于室女座位置，主 要可见于西半球。如下图，北美洲，南美洲大部分地区可见到月 食的全过程。在我国，仅有东北部东南部部分地区（台湾，江苏， 浙江，福建，山东省部分地区，图中P4~U4）可于月亮升起时可 见半影月食, 月亮带半影月食而出，不过食分已经很小，而且月 亮很低，肉眼无法察觉。其余地区均不可见。 此次月食最大本影食分是1.2907。月亮的视直径接近平均值，因 为月食时月亮接近远地点（4月8日22:53）和近地点（4月23日 8:28）的中间。这是2014-2015年间4次连续月全食的第一次。
二、4月29日日环食
2014年第一次日食发生在4月29日，月亮位于白羊座南部。这 是一次比较罕见的日食，因为月亮伪本影的轴心并没有投射在 地球上，只有边缘擦过地球，称为“非中心食”。具体有多罕见 呢？从公元前2000年到公元3000年上下五千年，发生3956次日 环食中只有68次（1.7%）是这种情况。不过罕见归罕见，实际 观测并没有什么意义。这次只有南极洲极小区域可见日环食。 月球伪本影的北侧在北京时间13:57:35开始接触到南极洲，六 分钟后14:03:25达到最大食（月球影轴距离地心最近）。又一个 六分钟后的14:09:36，伪本影离开地表，日环食结束。可见环食 的地区位于南极洲东部一个D形小区域 而可以看见日偏食的地区则大得多，包括印度洋南部、印 度尼西亚南部边带以及澳大利亚全境。澳大利亚主要城市的偏 食详情可以点这里，包括初亏、食甚、复圆的时间，太阳的高 度角、方位角、食分和掩盖面积比等信息。
恒星结构
L
H. R. Russell
T
1911年，丹麦天文学家 Ejnar Hertzsprung(赫兹普隆) 把同一个星团的每一颗恒星 的亮度对色指数创制成一张 图。
E. Hertzsprung
恒星在赫罗图上的分布特征
主序星 蓝超巨星 红巨星 白矮星
从赫罗图得到的结论
恒星可被分为几类 多数恒星处于主序带 少数属于红巨星带 极少数属于白矮星带
Sir Arthur S. Eddington
Coulomb barrier for charged-particle reactions
热核反应原理
Einstein质量-能量关系：E＝mc2 原子核结合能：Q＝[( Zmp＋Nmn )－m (Z, N)] c2 /A
Z—核电荷数（原子序数），N —中子数 A＝Z＋N 原子量
对流传热的物理过程
热气体膨胀上升，冷却后下沉，形成物质流动的循 环和热量的传递。
对流不仅传递能量，还起着混合物质的作用。
对流平衡下的温度
dT 1 T dP (1 - )( )( ) dr P dr
—绝热指数
3. 物态 (Physical State) 气体内部的总压强主要由两部分组成： 气体粒子运动产生的气体压强和光子产生的辐 射压强 P＝Pg ＋ Prad 非简并气体 (non-degenerate gas) 理想气体状态方程 Pg＝nkT＝ kT/mmH 其中m : 平均分子量 ，mH : H原子质量 对完全电离等离子体： Pg＝ kT (2X＋3Y/4＋Z/2 ) /mH 辐射压Prad＝aT4/3
产能率e,
和不透明度k等。
标准太阳模型 (The Standard Solar Model)
在赫罗图上90%以上的恒星都属于
在赫罗图上90%以上的恒星都属于
太阳附近的恒星，由于星系中恒星的颜色，星的大小和大气的组成等因素的不同，使得每
一颗恒星都有其独特的特征。
赫罗图是衡量恒星光度的一种重要图表，它将恒星的光度放
大成一个从左边蓝色到右边红色的色谱，即按其发亮度从低到高排列。
也就是说，赫罗图
中90%以上的恒星大多属于右边红色部分。
红色星是赫罗图上的主要常客，它们在宇宙中有广泛的分布，数量占据了绝大多数。
大多数红色恒星是一种叫做红矮星的星，它们介于太阳和宇宙中最小的恒星白矮星之间。
红矮
星整个演化阶段是将它们大多数能量发射出去，因此它们发出的光度比太阳低得多，所以
它们会在赫罗图上显得比太阳更加暗淡。
此外，红色恒星比黄色太阳也要更耐久，它们可以存活非常久，可以存活数百亿年。
这就
是为什么 90%以上的恒星都会出现在赫罗图的右边红色部分，因为这里几乎是由红色恒星组成的。
总之，赫罗图上90%以上的恒星大多属于红色恒星，从光度上来说，这些红色恒星的光度是比太阳低得多，这些恒星的寿命也比太阳长得多，使它们可以在赫罗图上更长久地存活，这就是为什么90%以上的恒星都属于右边红色部分。
恒星的基本知识
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上半主序星(Upper main sequence stars)的质量较大，光度很高， 质光关系大致为 L m4，表面温度大多数都超过1万度， 而中心温度高达两、三千万度以上，核心氢燃烧是所谓 的CNO循环反应链为主的氢燃烧核反应序列。 这些大质量恒星的热核燃烧 核心处于大规模的对流状态， 但都没有表面对流。由于 CNO循环热核燃烧的速率远 高于p-p链，因而上半主序星 的主序寿命相当短。
化学成分
Z⊙ = 0.02
~ 10−3 − 5 Z⊙
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太阳是及其普通的一颗恒星
• 太阳在我们的生命中扮演着 非常关键的角色:
核反应 能量 + 气候(季节) 生活; 合成元素(C, O, N) 在空气中和我 们人类的身体里都可以找到
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1 恒星的光度
•光度L (luminosity)：单位时间内辐射的总能量，是恒星 的固有量(总的辐射功率)。 •亮度F (brightness)：在地球上单位时间单位面积接收到 的恒星的辐射量。
(4) 水平支
(5) 渐进巨星支
(6) 行星状星云与白矮星
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8Be是非常不稳定的同位素，分裂成 两个4He的时标仅为10-12 s。
4He + 4He 8Be + g 8Be + 4He 12C + g
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白矮星(white dwarf)
白矮星比通常的恒星要小 很多，质量与太阳差不多， 大小与地球比较接近。其 物态组分与理想气体完全 不一样，靠电子的简并压 力抗拒引力的作用，来维 持天体的结构。
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丹麦天文学家E. Hertzsprung(赫茨普伦) 和美国天文学家H. R. Russell(罗素)创制了恒 星光度 - 温度分布图。
《宇宙与地球》考试题及答案
1、什么是恒星的亮度和光度？什么是视星等和绝对星等？两种星等如何换算？为什么绝大多数恒星的绝对星等高于它们的视星等？答：亮度与光度--恒星的明暗程度，恒星本身的发光强度。
视星等与绝对星等--亮度等级（m）和光度等级（M）。
M=m+5-5lgd（d指该恒星的距离），因为大部分恒星的距离都在10秒差距之外，故有M>m。
2、什么是赫罗图？它在恒星理论上有何重要意义？答：赫罗图是根据恒星的光谱型和光度绘制的坐标关系图，表明恒星温度越高，其光度就越大；可求主序星的位置，反映恒星的演化历程。
3、比较银河与银河系？什么是河外星系和总星系？答：银河：地球上观测者所看到的银河系主体在天球上的投影；在晴朗夜空中呈现为一条边界不规则的乳白色亮带。
银河系：是太阳系所处的星系。
4、何谓太阳大气？什么是“太阳风”？何谓太阳活动？太阳活动对地球产生什么影响？答：太阳大气：太阳可直接观察到外部等离子体层次；太阳风：日冕高速膨胀，行星际空间不断地得到从太阳喷发出来的高速离子流。
太阳活动：太阳磁场支配下太阳外层大气的剧烈运动；对地球影响：黑子/气候，耀斑/无线电通讯，磁暴/极光等5、哥白尼“日心”体系的基本思想与重要意义是什么？什么是开普勒定律？牛顿如何发展开普勒的行星运动定律？它对天文学的发展有何贡献？答：哥白尼“日心”体系：把周日运动归之于地球绕轴自转，而把周年运动归之于地球绕太阳公转；行星的复杂的环状视运动，则是地球和行星同时绕太阳公转的复合运动的结果。
唯有月球才是唯一绕地球运动的卫星。
日心说是整个近代天文学的基石。
开普勒定理（即行星运动三定理）：轨道定理、面积定理、周期定理。
牛顿对开普勒定理的发展：他指出天球轨道可以是任意圆锥曲线，速度是决定轨道形状的必要条件；他用数学方法证明了在引力作用下行星绕太阳运动的面速度不变；他修正了第三定理公式。
牛顿由于发现了万有引力定理而创立了科学的天文学。
6、什么是同步自转？为什么地球上看到的月球总是它的同一半球？答：指一个天体围绕另一天体公转的同时也在自转，其自转周期与公转周期相同，方向也基本一致的现象。
中等质量恒星在赫罗图中由E-AGB星进入TP—AGB星的分界点
天 文 学 报
５ 卷 ２
过 对行 星状 星云核模 型 进行 的分析 ，论证 出 了中心核 质 量为 １ ． Ｍｏ＞Ｍｃ ０８ ．的 ４ ． Ｍ ６ 、
Ａ Ｂ星都能通过超星风抛射物质形成行星状星云． Ｇ 在观测上，超星风的存在也得到了进 步 的证 实 ， Ｋｎｐ ａｐ等 ［］ Ｗｏｄ等 ＩＪ 现许 多 Ａ １ 与 １ ｏ ｌ发 ２ ＧＢ 星都存 在着 持续 的超 星风物 质 损 失，超 星 风如此 频繁 地被 观察 到，说 明行 星状 星 云并 非 间歇 性抛 射而 形成 的 ［－４ １ １】 ３ ．
用．如 Ｍａｉ ｒ ｏ等 ｇ 就 在考 虑超 星风 物质 损失公 式 的同 时引入 了脉 动周 期 、恒 星表
面 ｃ／ 丰度 比．之后 ， Ｄｏ ｎｋ等 ｏ ｍｉｉ
于 １９ ９０年首 次将 质量 损失 与尘埃 的形 成 与生长
联 系起来 ，相关 的星 风物 质损 失半经 验公 式随 之建 立 ［－５ ２ ２］ ２ ． 随着理论 上对 脉动 恒 星大气 及 与之相 关的 质量 损失 的流体 动力 学唯 象研 究的发 展 ， 与 恒 星星风 物 质损 失相 关 的观 测数 据逐 步得 到 完 善，对 ＡＧ 星超 星风 物质 损 失公 式的 Ｂ 拟合 寻找 也在 不断 进行 着 ．基 于辐射 压机 制 的假设 ，观测 上 ［ －８对 于 ｌＭ一 的 总结 ２ ２Ｊ ６ ｇ 归纳 （ 为 质量 损 失率） Ｖ ｓｌ ｄｓ等 【］ １９ 认 为在 Ｐ Ｍ ， ａｓｉ ｉ ｉａ ２ 于 ９３年 ９ ｏ＝ ５０ｄ之 前 恒星 星风 ０ 物 质 损失 率是 以脉 动周 期 的 指数 函数 形式 增大 的，而之 后则 近 似 以数倍 于 １ ＾④大 ０ ， 小的常 数形 式存 在．因此 将脉 动周期 函数 Ｐｏ 引入 了 Ａ ＧＢ星 风物 质损 失公 式，提 出 了以
恒星的光谱和赫罗图
2020/3/30
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4. 赫罗图 (H-R diagram)
• 由丹麦天文学家E. Hertzsprung和美国天 文学家H. R. Russell创制的恒星的光度(绝 对星等、光谱型) – 表面温度分布图。
绝对星等
恒星天文学的基础首推赫罗图。赫 罗图在天文学中的地位有如元素周 期表之于化学。
2020/3/30
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规律性： •图的左上方到右下方大致沿着对 角线点的分布很密集，成带状， 占总数的 90%，天文学家把这条 带称为主星序， 带上的恒星称为 主序星（大多数恒星亮度和温度 呈正相关） •在图的右上方，有一个星比较密 集的区， 这里的星光度很大，但 表面温度却不高，呈红色，这表 明它们的体积十分巨大，所以叫 红巨星 •左下方也有一个星比较密集的区， 这里的星表面温度很高，呈蓝白 色，光度却很小，这表明它们的 体积很小，所以叫白矮星
视星等与绝对星等的差由距离 决定
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研究恒星演化
由于恒星内部能 源的不断消耗，恒星要发生 演变，光度和温度都要发生变化，这就导致它在 赫罗图上的位置也要发生变化。天文学家根据赫 罗图描绘了恒星从诞生到成长再到衰亡的演化过 程，并从理论上给出恒星从诞生到主序星、红巨 星、新星 （超新星） 、致密星 （白矮星或中子 星或黑洞） 的演化机制和模型。
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分光镜
2020/3/30
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3. Harvard光谱分类
• Harvard大学天文台的天文学家在1890-1910年首先提出 的恒星光谱分类法。
•分类判据：恒星光谱中巴 耳末线的强度与恒星温度
•恒星光谱分成O, B. A, F, G, K, M七种光谱型 (spectral type)。每一种光 谱型可以继续分为十个子 型。用阿拉伯数字0~9表示
天文学名词解释整理
天文学名词解释整理星等：对于从恒星或其他发光天体接收到的光线的数量的一个衡量标准。
绝对星等：在标准距离下（10秒差距）测定的视星等为绝对星等。
极限星等：在一定条件下，用特定的望远镜能观察到的最昏暗的亮级。
视星等：表示天体明暗程度的相对亮度并以对数标度测量的数值为视星等。
光度：恒星或其他天体发出的电磁辐射的比率。
光度级：.一种特定光谱型的恒星按照自身发光度进行分级。
远日点：行星轨道上离太阳最远的一点。
远地点：人造卫星和月球的运行轨道上离地球最远的一点。
视太阳日：太阳视圆面中心连续两次横过子午线的时间间隔。
视太阳时：以视太阳时角所推算的时间称为视太阳时小行星：（在火星与土星之间的）沿椭圆轨道绕太阳运行的，成千上万的岩石质的类似行星的小天体。
小行星带：在火星与木星之间的小行星集中在带宽1.6天文单位距离的区域里。
其形如环带，故名。
天文单位：定义一个日地平均距离作为一个天文单位。
天文学：研究地球大气之外的物体和现象的一门自然科学的分支。
天体物理学：天文学中研究天体和现象的物理性质的部分。
极光：在地球的极区，由地球上部大气中的原子和离子辐射产生的光。
春分，秋分，春分点，秋分点：黄道和天赤道的两个交点，即春分点和秋分点。
目镜：用于观察由望远镜聚焦产生的图像的放大透镜。
河外星系：位于或来自于银河系外的。
春分点：太阳从南向北经过天赤道时，在黄道上的位置（赤经、赤纬，黄经、黄纬均为0）。
春分点西移：岁差作用引起的黄道上春分点缓慢的朝西运动现象。
秋分：太阳从北向南经过天赤道时，在黄道上的位置（秋分点：赤纬0°，赤经12h，黄纬0°，黄经180°）。
夏至点：黄道上的一点，此时太阳在北方离天赤道最远。
二至点：天球黄道上与二分点相距90°的两点，在这两点上，太阳达到了（北或南方向）离天赤道最大的距离。
其中在天赤道以北的称为"夏至点"；在天赤道以南的称为"冬至点"冬至点：黄道上的一点（黄经270°，赤经18h，赤纬为－23°26ˊ），视太阳（12月22日前后通过冬至点）距天赤道以南最大的点。
赫罗图
科技名词定义中文名称：赫罗图英文名称：Hertzsprung Russell diagram其他名称：光谱光度图(HR diagram定义：spectrum luminosity diagram)"以上内容由全国科学技术名词审定委员会审定公布百科名片赫罗图赫罗图（Hertzsprung-Russel diagram，简写为H-R diagram）是丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出的。
后来的研究发现，这张图是研究恒星演化的重要工具，因此把这样一张图以当时两位天文学家的名字来命名，称为赫罗图。
赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图，赫罗图的纵轴是光度与绝对星等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。
恒星的光谱型通常可大致分为O.B.A.F.G.K.M 七种，要记住这七个类型有一个简单的英文口诀"Oh be A Fine Girl/Guy. Kiss Me!"目录历史背景基本简介形成原因恒星的光度温度和光谱型演化规律分布区域大小关系主序列带光谱型种类类型特性O：蓝色B：蓝白色F：黄白色G：黄色K：橙色M：红色星团赫罗图展开历史背景基本简介形成原因恒星的光度温度和光谱型演化规律分布区域大小关系主序列带光谱型种类类型特性O：蓝色B：蓝白色A：白色F：黄白色G：黄色K：橙色M：红色星团赫罗图展开编辑本段历史背景恒星种类繁多，各具特色，它们的性质主要由两个参数决定：一个是恒星表面的温度；另一个是恒星的光度，也就是恒星的绝对星等。
赫罗图1911 年，丹麦天文学家赫兹伯仑和美国天文学家罗素先后发现恒星的光度与表面温度有一定的联系。
他们把光度与温度作成一个图，图的横坐标表示恒星的光谱型，因恒星的光谱型与表面温度有关，因此横坐标也就表示恒星的表面温度；纵坐标表示恒星的绝对星等，因绝对星等是光度的一种量度，因此纵坐标也表示恒星的光度。
地球概论(第三版) 第二章 习题参考答案
距离又遥远，肉眼望去就成为白茫茫一片的云雾状光带。
密集在银河中的无数恒星，连同散布在天空各方的点点繁星，包括我们的太阳系在内
都属于一个庞大无比的恒星系统，并把它称为银河系。
⑶恒星的光谱有不同的类型，不同光谱型之间的主要差别在于星光颜色，而颜
色实际上是恒星温度的反映。
① 红色的星，表面温度最低，约为3000K。
② 黄色的星，表面温度约为6000K。（太阳属于这一类）
③ 白色的星，表面温度约为10000--20000K.
（M符号)人眼可视星等最小可见六等星。
⑶星等每相差1等，恒星的亮度相差2.512倍。天文学上把一个标准距离定为10
秒差距。相当于0.1秒视差的距离。合32.6光年。在这个标准距离（10秒差距）下的
恒星的亮度， 称为绝对亮度，其星等叫绝对星等。恒星距离观测者10秒差距时，它
3、比5 等星亮100 倍的恒星，其星等为几等？
答：0等。因为一等星的亮度是六等星亮度的100倍。所以，比5等星亮100倍的恒星
是0等星。
4、织女星（天琴座α)的视星等为0.1，若其距离增加为10倍，这时它的星等将是几等？
吸收线（暗线）和发射线，研究天体的物理性质和化学成分。
通过光谱分析可以确定恒星的光度。比较它的视亮度，就能推知恒星的距离。
星光成了传递天体的各种信息的远方使者，故被称为“有色的语言”。
2、 什么是恒星的亮度和光度？什么是视星等和绝对星等？两种星等如何换算？
④ 带蓝色的星温度最高，可达30000--10万K.
按物理学定律，温度越高，光谱最明亮部分越接近蓝色一端。为此，人们只要
恒星的光谱和赫罗图
天空100颗最亮的恒星 在赫罗图上的分布。
太阳附近5 pc范围 内的恒星在赫罗图 上的分布。
Sample Star Distribution
恒星在赫罗图上的分布特征
主序星 蓝超巨星 红巨星 白矮星
恒星在赫罗图上的分布特征
赫罗图的横坐标也可用 恒星的光谱型、色指 数，纵坐标也可用恒星 的绝对星等表示。
§1.4 恒星的光谱和赫罗图
(17.3,17.5-17.6)
1. 恒星光谱 (stellar spectrum) 典型的恒星光谱由连续谱和吸收线构成。
2. 恒星光谱的形成
恒星的连续谱来自相对较热、致密的恒星内部。 吸收线来自较冷、稀薄的恒星大气。
3. 恒星的温度与光谱 恒星的特征谱线强度提供了恒星的表面温 度的信息。
例如， A型星的H线最 强，温度比A型星低或 高的恒星， H线都相 对较弱。
不同温度恒星的特征谱线强度
对某一特定元素：
温度 → 电子能级分布 → 特征谱线强度
如对H原子，在~104K时 电子大量布居于第一激 发态。由此向更高能级 的跃迁产生在可见光波 段的Balmer线。
3 2 1
不同温度恒星中H 原子中的电子布居 不同，H的特征谱 线的强度也不同。
每一种光谱型可以继续 分为0-9十个次型。
太阳的光谱型为G2。
Oh, Be A Fine Guy (Girl), Kiss Me!
光谱型 表面温度(K)
O
30,000
B
20,000
A
10,000
颜色 蓝
蓝白
白
特征谱线 强电离He线，重元素多次 电离线 中性He线，重元素一次电 离线，H线 H线，重元素一次电离线
F
第九章 星团和赫罗图
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较年轻癿疏散星团可能仌然含有形成时分子于癿残迹，星团产生癿光使其 形成电离氢区。分子于在星团产生癿辐射压影响下逐渐散开。 对观测恒星迚化而言，疏散星团是丌可多得癿天体。这是因为同一个疏散 星团中癿成员丌论年龄戒化学成分都很相近，易亍观测星团成员中癿些微差异。 由亍星团成员癿引力兰联丌太强，在绕漩涡星系公转数周后，可能会因周 遭天体引力影响而四散。 疏散星团中癿成员数量仍几百个到数千个丌等，一般都是中心部分特别集 中，周围较为分散地散布著。中心部分癿直徂一般达到三至四光年，整个星团 癿半徂一般达到二十光年。一般来说中心部分癿密度能达到1.5星/立斱光年。 相比乊下，太阳周围癿恒星密度为0.003星/立斱光年。 在NGC 2362中，最亮癿恒星是大犬座τ 星，因此这个疏散星团有时候也被 称为大犬座τ 星团。这个星团距离地球约1480秒差距（4800光年），年龄大约 为400万－500万年，质量大亍500个太阳质量。
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我们癿太阳在光谱分类上是G2V，这是结合了摩根-肯纳 (G2)不约兊(V)两种分类一起标示癿。但实际上，太阳丌是一 颗黄色癿星，而是个色温5870K癿黑体，这是白色而且没有黄 色踪影癿，有时也作为白色癿标准定义。 丌同癿光度分类癿特征如下： 0 ：超超巨星 Ⅰ 超巨星 Ⅰa ：非常明亮癿超巨星; Ⅰab Ⅰb ：丌很亮癿超巨星; Ⅱ ：亮巨星; Ⅲ：普通癿巨星; Ⅳ ：次巨星，也称为亚巨星; Ⅴ ：主序星，也称为矮星; Ⅵ ：次矮星，也称为亚矮星，但此类恒星癿数量丌多，故丌常 用到。 14 Ⅶ ：白矮星，(稍后才新增癿，但丌常用)
2.有效温度
有效温度：是恒星对应亍每单位表面积辐射出相同亮度癿黑 体所呈现癿温度。要注意恒星癿总（热）光度是， L＝（4π R²）（σ Te4） 此处R是恒星癿半徂。恒星半徂很明显是由定义得到，而非 直接观测到癿。更严谨癿说，有效温度是由罗斯兮德癿光深度 所定义癿半徂处癿温度。有效温度和总光度是将恒星置入赫罗 图所必需要癿两个基本物理量，而有效温度和总光度实际上叏 决亍恒星癿化学成分。
赫罗图
科技名词定义中文名称：赫罗图英文名称：Hertzsprung Russell diagram其他名称：光谱光度图(HR diagram定义：spectrum luminosity diagram)"以上内容由全国科学技术名词审定委员会审定公布百科名片赫罗图赫罗图（Hertzsprung-Russel diagram，简写为H-R diagram）是丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出的。
后来的研究发现，这张图是研究恒星演化的重要工具，因此把这样一张图以当时两位天文学家的名字来命名，称为赫罗图。
赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图，赫罗图的纵轴是光度与绝对星等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。
恒星的光谱型通常可大致分为O.B.A.F.G.K.M 七种，要记住这七个类型有一个简单的英文口诀"Oh be A Fine Girl/Guy. Kiss Me!"目录历史背景基本简介形成原因恒星的光度温度和光谱型演化规律分布区域大小关系主序列带光谱型种类类型特性O：蓝色B：蓝白色F：黄白色G：黄色K：橙色M：红色星团赫罗图展开历史背景基本简介形成原因恒星的光度温度和光谱型演化规律分布区域大小关系主序列带光谱型种类类型特性O：蓝色B：蓝白色A：白色F：黄白色G：黄色K：橙色M：红色星团赫罗图展开编辑本段历史背景恒星种类繁多，各具特色，它们的性质主要由两个参数决定：一个是恒星表面的温度；另一个是恒星的光度，也就是恒星的绝对星等。
赫罗图1911 年，丹麦天文学家赫兹伯仑和美国天文学家罗素先后发现恒星的光度与表面温度有一定的联系。
他们把光度与温度作成一个图，图的横坐标表示恒星的光谱型，因恒星的光谱型与表面温度有关，因此横坐标也就表示恒星的表面温度；纵坐标表示恒星的绝对星等，因绝对星等是光度的一种量度，因此纵坐标也表示恒星的光度。
红巨星到底是什么呢
红巨星到底是什么呢红巨星是什么呢?红巨星是恒星中的意一员，下面我们就来好好的了解一下红巨星是什么吧!介绍在赫罗图( Hertzsprung-Russell diagram)中，红巨星分布在主星序区的右上方的一个相当密集的区域内，差不多呈水平走向。
恒星依靠其内部的热核聚变而熊熊燃烧着。
核聚变的结果，是把每四个氢原子核结合成一个氦原子核，并释放出大量的原子能，形成辐射压。
处于主星序阶段的恒星，核聚变主要在它的中心(核心)部分发生，辐射压与它自身收缩的引力相平衡，恒星内部氢的燃烧消耗极快，中心形成氦核并且不断增大。
随着时间的延长，氦核周围的氢越来越少，中心核产生的能量已经不足以维持其辐射，于是平衡被打破，引力占了上风，有着氦核和氢外壳的恒星在引力作用下收缩坍塌，使其密度、压强和温度都急剧升高，氢的燃烧向氦核周围的一个壳层里推进。
这以后恒星演化的过程是：内核收缩、外壳膨胀——燃烧壳层内部的氦核向内收缩并变热，而其恒星外壳则向外膨胀并不断变冷，表面温度大大降低。
这个过程仅仅持续数十万年，这颗恒星在迅速膨胀中变为红巨星。
氦聚变最后的结局，是在中心形成一颗白矮星。
演化质量在太阳的0.5至7倍之间的恒星，在耗尽了核心的氢燃料之后，燃烧将会移至核心外围的氢气层。
因为惰性的氦核本身没有能源，便因为重力而收缩并被加热，在上面的氢也会跟着一起收缩，因此融合的速度会增加，产生更多的能量，导致恒星变得更为明亮(比原来亮1,000～10,000倍)并且使体积膨胀。
体积膨胀的程度超过发光能力的增加，因此表面的有效温度下降。
表面温度的下降使得恒星的颜色倾向红色，因此称为红巨星。
理论上，恒星光谱从A至K的主序星会演化成为红巨星及红超巨星，而O与B型的恒星会成为蓝超巨星(与红巨星演化有很多不同处)。
当恒星的核心持续收缩到足以点燃3氦过程的密度和温度条件，氦融合就会启动。
对质量小于2.5倍太阳的恒星而言，氦核心需要持续收缩以对抗越来越多的核心的氦积聚，对抗重力的唯有电子简并压力。
红巨星介绍
红巨星汉漢▼显示↓在赫罗图上，红巨星是巨大的非主序星，光谱属于 K 或 M型。
所以被称为红巨星是因为看起来的颜色是红的，体积又很巨大的缘故。
金牛座的毕宿五和牧夫座的大角星都是红巨星。
质量在太阳的 0.4 至 10 倍之间的恒星，在耗尽了核心的氢燃料之后，燃烧将会移至核心外围的氢气层。
因为惰性的氦核本身没有能源，便因为重力而收缩并被加热，在上面的氢也会跟着一起收缩，因此融合的速度会增加，产生更多的能量，导致恒星变得更为明亮 ( 比原来亮1,000 ～10,000 倍) 并且使体积膨涨。
体绩膨涨的程度超过发光能力的增加，因此表面的有效温度下降。
当恒星的质量足以点燃氦聚变，类似的反应又再发生，核心的氦会被耗尽，转而消耗外层的氦。
同样的，氢也会在较浅的位置上以较复杂的方式继续聚变成氦。
这时的恒星已经到达赫罗图上的渐近巨星分支。
[1][2][3]表面温度的下降使得恒星的颜色倾向红色，因此称为红巨星。
理论上，恒星光谱从 A 至 K 的主序星会演化成为红巨星， O与 B型的恒星会成为超巨星。
质量很低的恒星只有对流层[4]，这些恒星不能让累积在核心的氦产生核聚变，[5]因而即使用尽了氢也不能成为红巨星。
如果恒星的质量低于太阳质量的 2.57 倍，累积在核心的氦在外层氢的燃烧下会产生氦闪的现象：在核心的氦迅速爆发，会有一个短周期的增光，然后再进入另一个红巨星分支。
质量超过太阳质量2.5 倍的恒星，氦核的聚变反应会比较平顺与持续的进行，这类恒星将进入水平分支，是缺乏金属的恒星，所以这样称呼是因为这些恒星在赫罗图上的位置是水平的分布。
富含金属的恒星在这个阶段则群聚成赫罗图上的红群聚。
[6]目录[ 隐藏]1红巨星的太阳2小说中的红巨星3参考4参考资料[ 编辑 ]红巨星的太阳大约在 50 亿年后，太阳将成为红巨星，[7]经过科学家们的计算，届时太阳将变得异常巨大，足以吞噬掉目前太阳系里，包括地球大概火星以内的内侧行星。
[8][9][10]然而，太阳的引力也会因为质量的减少而减弱，因此火星和所有的外行星，都会往外移。
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编辑本段基本简介
恒星光谱型和光度的关系图，是丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家H.N
赫罗图
.罗素创制的。赫茨普龙在1905年和1907年的论文中指出，一般蓝星是亮的，而红星却有亮、暗两种；他把亮星称为巨星，把暗星称为矮星。1911年他测定了几个银河星团（如昴星团、毕星团）中的恒星的光度和颜色，并将这二者作为纵坐标和横坐标。结果表明，这些星点大都落在一条连续带上，其余的星（巨星）则形成小群。1913年H.N.罗素研究了恒星的光度和光谱，并画出一系列表明恒星光度和光谱型之间的关系图。经过对比，发现颜色等价于光谱型或表面温度。他们两人的图所表示的是同一回事，因此，后来将这类光度－颜色（光谱型或表面温度）图称为赫茨普龙－罗素图，简称赫罗图。
恒星的光谱除了连续谱以外，还有两种线状谱，分别是发射线和吸收线。它们是叠加在连续谱上的亮线和暗线。炽热到一定程度的稀薄气体原子会发射特定频率的光子，形成发射线；而较冷的稀薄气体的原子则可能吸收通过它的连续光谱中的特定频率的光子而形成暗的吸收线。不同的物质会有不同的吸收线或发射线。测量这些谱线，可以得到恒星的化学成分的信息。从地球实验室的光谱实验中得知，氢、氧、碳等轻元素的光谱线主要在紫外，肉眼看不见，只有几条谱线在可见光区。较重的元素的谱线大部分在可见光区。恒星的外层，如太阳的光球，其温度远比内层低，因此其中的物质就会对内部来的连续谱辐射进行选择吸收，而形成许多暗黑的吸收线。在恒星表面大气中的某些元素的原子产生发射线要求温度相当高，一般不容易达到，因此有发射线的恒星比较少。有吸收线的恒星则很普遍，只不过有的多些有的少些。也有一些恒星光谱呈现有分子带谱线。
赫罗图可显示恒星的演化过程，大约90%的恒星位于赫罗图左上角至右下角的带状上，这条线称为主序带。位于主序带上的恒星称为主序星。形成恒星的分子云是位于图中极右的区域，但随着分子云开始收缩，其温度开始上升，会慢慢移向主序带。恒星临终时会离开主序带，恒星会往右上方移动，这里是红巨星及红超巨星的区域，都是表面温度低而光度高的恒星。经过红巨星但未发生超新星爆炸的恒星会越过主序带移向左下方，这里是表面温度高而光度低的区域，是白矮星的所在区域，接着会因为能量的损失，渐渐变暗成为黑矮星。
编辑本段形成原因
用宽波段UBV测光系统测定暗星的颜色，比用光谱方法容易得多，所以后来
赫罗图
逐渐用色指数代替光谱型作为赫罗图的横坐标。色指数可转换成表面温度；观测得到的视星等，经过距离改正后成为绝对星等（见星等），可再转换为光度。有了星的表面温度和光度，理论工作者便可以计算恒星的内部结构，也就是建立所谓恒星模型。随着时间的推移，恒星的内部结构逐渐演变，并在它的光度和表面温度（简称温度）上表现出来，这样，恒星在赫罗图上的位置便沿一定路径移动，描出“演化程”。因此，赫罗图不仅能给各类型恒星以特定的位置，而且能显示出它们各自的演化程，成为研究恒星必不可少的重要手段之一。
历史背景
基本简介
形成原因
恒星的光度
温度和光谱型
演化规律
分布区域
大小关系
主序列带
光谱型种类
类型特性
O：蓝色
B：蓝白色
A：白色
F：黄白色
G：黄色
K：橙色
M：红色
星团赫罗图
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历史背景
基本简介
形成原因
恒星的光度
温度和光谱型
演化规律
分布区域
大小关系
主序列带
光谱型种类
类型特性
O：蓝色
B：蓝白色
A：白色
F：黄白色
编辑本段恒星的光度
银河系中有千亿颗恒星，它们的特性千差万别。恒星的光度是表现它们特性
赫罗图
的一个重要物理量。赫罗图的纵坐标是恒星的光度。光度是恒星每秒钟辐射出的总能量，以尔格/秒为单位。天文学家把光度大的恒星叫做巨星，光度比巨星更强的叫超巨星，光度小的称为矮星。
恒星之间的光度差别非常大。恒星的光度即恒星的真实亮度，恒星的视星等反映不了恒星的光度，而绝对星等才能显示出它们的光度。绝对星等就是设想把恒星都放在32.6光年（10秒差距）的地方所得出的亮度。织女星的绝对星等是0.5等，它的光度是太阳的50倍。超巨星“天津四”的绝对星等大约是－7.2等，其光度比太阳强五万多倍。还有一颗在星空中极不起眼的天蝎座，视星等只有3.8等，但它的绝对星等是－9.4等，它的光度几乎是太阳光度的50万倍。最强的恒星的光度甚至是太阳的100万倍。太阳是一颗黄色的矮星，相比之下光度比较弱。但还有比它更弱的矮星。如著名的天狼星伴星是一颗白矮星，它的光度还不到太阳的万分之一。还有绝对星等在20等左右的暗弱恒星，它们的光度大约仅为太阳的40万分之一到50万分之一。
编辑本段分布区域
在赫罗图上，恒星集中在几个区域，绝大多数恒星分布在从左上到右下的一条带子上，这条带称为主星序。主星序上的恒星，有效温度越高的，光度就越高。主星序上的这些星被称为
赫罗图
主序星，又称矮星。熟悉的太阳、牛郎、织女等都是主序星。在主星序右上方有一些恒星，它们的温度和某些主序星的温度一样，但光度却高得多，因此称之为巨星或超巨星。像北极星（小熊座α）、大角（牧夫座α）属于巨星，心宿二（天揭座α）就是著名的超巨星。在主星序左下方，有一些温度高而光度低的星就是白矮星，天狼B（即天狼星的伴星）就是最亮的白矮星。
编辑星序区：
赫罗图
银河系中90%以上的恒星都分布在从左上到右下的这一条带子上。这个带上的恒星，有效温度愈高的，光度就愈大。这些星被称为主序星，又称矮星。我们熟悉的太阳、牛郎、织女等都是主序星。第二个区域在主星序右上方：这些恒星的温度和某些主序星的一样，但光度却高得多，因此称之为巨星或超巨星。象北极星（小熊座α）、大角（牧夫座α）属于巨星，心宿二（天蝎座α）则为著名的超巨星。第三个区域在主星序左下方：是一些温度高而光度低白矮星，以及其它低光度恒星，如宁静新星和行星状星云的核（已经公认为白矮星）。天狼B（即天狼星的伴星）就是最亮的白矮星。第四个区域位于赫罗图上一个很右的位置：温度非常冰冷的星际云在最右边，当星际云收缩，它会变得越来越热，在赫罗图上的位置亦会向左移动。由星际云形成的原恒星也在赫罗图的右边。赫罗图是由恒星的光学观测数据构成的，因此中子星和黑洞不能在赫罗图上显现。在赫茨普龙和罗素最初给出的赫罗图中，没有第三和第四个区域，因为那时还没有发现白矮星，也没有讨论恒星的形成。
编辑本段温度和光谱型
赫罗图的横坐标有时用恒星的表面温度表示，有时也用恒星的光谱型表示
赫罗图
，因为光谱型和表面温度之间存在着对应的关系。恒星是一团炽热的气体，是一团被自身引力束缚的气体，它们的中心区域密度和温度都特别高，足以产生热核反应。恒星表面的高温使之发射类似黑体辐射一样的光谱。在很宽的频率范围内都有辐射，因此称为连续谱。光谱曲线的峰值和形状由物体的温度决定。不同频率的光，其颜色不同。恒星的颜色多种多样，从恒星的颜色就可以判断出它们的温度。温度用绝对温度K表示，绝对温度与摄氏温度的换算关系是0°C=273K。表面温度在绝对温度30000K以上的恒星发蓝光，温度在10000～30000K的恒星颜色蓝白，温度在7500～10000K的恒星颜色纯白，6000～7500K的恒星呈黄白色，温度在5000～6000K时，恒星的颜色发黄，温度在3500～5000K时恒星的颜色为红橙，温度在2000～3500K的恒星颜色发红。
赫罗图在恒星演化的研究当中十分重要。由于恒星内部能源的不断消耗，恒星要发生演变，光度和温度都要发生变化，这导致在赫罗图上的位置发生变化。天文学家根据赫罗图描绘了恒星从诞生、成长到衰亡的演化路径，并从理论上给出恒星从诞生到主序星、红巨星、变星、新星（超新星）、致密星（白矮星或中子星或黑洞）的演化机制和模型。这是人类认识恒星世界奥秘的一个重大突破。
赫罗图
科技名词定义
中文名称：
赫罗图
英文名称：
Hertzsprung Russell diagram
其他名称：
光谱光度图(HR diagram
定义：
spectrum luminosity diagram)"
以上内容由全国科学技术名词审定委员会审定公布
百科名片
赫罗图
赫罗图（Hertzsprung-Russel diagram，简写为H-R diagram）是丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出的。后来的研究发现，这张图是研究恒星演化的重要工具，因此把这样一张图以当时两位天文学家的名字来命名，称为赫罗图。赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图，赫罗图的纵轴是光度与绝对星等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。恒星的光谱型通常可大致分为O.B.A.F.G.K.M七种，要记住这七个类型有一个简单的英文口诀"Oh be A Fine Girl/Guy. Kiss Me!"
天文学家根据恒星的吸收线光谱特征来进行分类。最著名的分类法由哈佛大学天文台的天文学家提出的，称为哈佛分类法。他们根据240000颗恒星的吸收光谱资料，把它们分为七大类：O型、B型、A型、F型、G型、K型和M型，在G型和K型中，又有三个子型，即R型、N型和S型。
O型为蓝星；B型为蓝白星；A型为白星；F型为黄白星；G型为黄星；K型为橙红星；M型为红星。这种光谱型分类的顺序恰好是恒星表面温度从高到低的序列。对应的表面温度为O型为40000－25000K；B型为25000－12000K；A型为11500－7700K；F型为7600－6100K；G型为6000－5000K；K型为4900－3700K；M型为3600－2600K。天文学家曾认为，这一序列代表了恒星的从高温到低温的演化，把O型和B型称之为早型星，把K型和M型称为晚型星。后来知道，这个看法并不正确。