赫罗图

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!"
背景资料
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。

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。

他们把大量
的恒星按照它们各自的光谱型和绝对星等在图上点
出来 , 发现点的分布有一定的规律性。

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。

主星序表明，大多数恒星，表面温度高，光度也大；表面温度降低，则光度随之减小。

但是，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。

图中巨星的上面是超巨星。

图的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。

这张图反映了恒星演化的一种规律性，人们称它为赫兹伯仑一罗素图 , 简称赫罗图。

赫罗图是天文学家研究天体演化的重要工具。

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.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。

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。

赫罗图中的恒星不是平均分布，而是形成一定的序列的，因为光度和表面温度之间存在着内在的关系:如果压力、不透明度和产能率只是温度、密度和化学成分的函数，那么恒星的结构由它的质量和化学成分决定；如果化学成分给定，则每一恒星质量便对应着一定的光度和温度值。

因而只要在某一质量范围内存在着光度和温度的关系，在赫罗图上就会出现相应的序列。

同样质量范围内的恒星，在赫罗图上出现在不同的序列，必然是由化学成分不同引起的；而化学成分的不同可以是原始化学成分的不同，也可以是恒星处在不同的演化阶段。

因此，赫罗图中的一些序列，可以用来研究恒星的形成和演化。

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。

恒星的光度与它的体积有关，光度大的巨星，体积也大，光度小的矮星，体积也小。

恒星的大小相差很大。

太阳的直径是地球的109倍。

巨星是恒星世界中个头最大的，其直径要比太阳大几十到几百倍。

超巨星就更大了，红超巨星参宿四的直径是太阳的900倍。

一颗叫柱一的双星，其伴星的直径大约是太阳的2000～3000倍。

比太阳小的恒星也有很多，其中最突出的属白矮星和中子星了。

白矮星的直径只有几千千米，和地球差不多。

而中子星的直径则只有20千米。

恒星的体积相差极大，而它们的质量却差别不太大。

大多数恒星的质量在太阳质量的0.5～5倍之间。

质量最大的恒星，其质量能比太阳大几十倍。

质量最小的恒星，其质量也有太阳质量的几十分之一。

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，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。

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頻率的光子，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頻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。

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。

演化规律
从赫罗图上可以看出，恒星主要集中在四个
区域。

第一个区域为主星序区：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個很右的位置：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。

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。

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β( 即天
狼星的伴星 ) 就是最亮的白矮星。

在主序星内，恒星的质量和它的光度有关，也就是存在质光关系，即质量大的恒星光度也高。

在赫罗图中的主星序斜带上，左上端的恒星光度高，质量大，越往右下方，光度越小，质量也越小。

赫罗图在恒星演化的研究中十分重要。

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、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。

大小关系
物理学家在研究热辐射光谱的时候，发现了在一个单位面积上，亮度与温度之间的关系。

温度越高亮度越亮。

因此，一旦我们能够决定一个星球的绝对星等和光谱类型，我们就能估计它的体积大小。

单位时间内，在单位面积中所释放出来的热辐射能量与温度四次方成正比。

亮度为单位时间内热辐射所发出来的能量，所以将上式乘上星球总面积，假设星球为球形：
所以在赫罗图上，也可以把相同表面积的星球，出现的位置用连线标示出来。

我们可以看到，在图的右上方，低温且高亮度，所以是体积很大的星球。

越往左下方高温且低亮度，所以体积越来越小。

主序列带
在观察恒星时也很想知道恒星的质量。

要怎
样来测得一个恒星的质量，其实不是一件容易的
事情。

质量会表现在万有引力上。

根据牛顿的万
有引力定律告诉我们质量和引力大小的关系。

假
如我们能找到双星系统，经由研究这两个星星之
间引力所造成的轨道运动，就有可能可以决定这
两个星星的质量。

单独存在的一个恒星大概是没
什么机会让我们去估计它的质量。

幸亏双星系统是很常见的。

所以当我们在介绍每月星空时就会指出，许多天上肉眼可见的星星都是双星，甚至是多聚星系统。

天文学家研究了许多距离我们比较近的双星，把这些星星依其光谱类型及绝对星等画在赫罗图上，并且标上它们的质量。

然后，一个重大的发现出现了：在主序列带上的恒星，是按照质量大小排列的！在左上方，高温高亮度的是质量比较大的恒星，而在右下方低温低亮度的则是小质量的恒星。

光谱型种类
赫罗图中恒星的光谱型，通常可大致分为七种：O.B.A.F.G.K.M，有个简单口诀可以帮助记忆：Oh be A Fine Girl/Guy， Kiss Me!
这是目前最通用的恒星分类法——摩根-肯那光谱分类法，依据恒星的温度由高至低排序(质量、半径和亮度皆与太阳比较)，但其光谱标示仍沿用哈佛光谱中的分类，将恒星的光谱分成七大类，每类再细分为十小类。

但目前最热的星为O5，最暗的星为M5，即O型只有五小类，M型只有六小类，总计为61小类。

类型特性
O：蓝色，温度高于25,000K，有游离的氦
光谱，氢的谱线不明显，在紫外线区的连续光谱
强烈。

多数的原子都呈现高游离状态，如氮失去
两个电子，硅失去三个电子。

B：蓝白色，温度在11,000至25,000K之
间，氦原子谱线呈现中性，硅则失去1或2个电
子，氧和镁原子失去1个电子。

如B0就已经没有氦的游离谱线，氢谱线则已很明显。

A：白色，温度在7,500至11,000K之间，光谱以氢原子的谱线最强烈，硅、镁、铁、钙、钛等都为游离的谱线，但金属的谱线很微弱。

如A0已经没有氦的谱线，有微弱的镁与硅的离子谱线，也有钙离子的谱线。

F：黄白色，温度在6,000至7,500K之间，有离子化的金属谱线，氢的谱线转趋微弱但仍很明显，铁、铬等自然态的金属谱线开始出现。

如F0的钙离子线强烈，氢的谱线虽已减弱，但中性氢原子谱线与一阶金属离子线都很明显。

G：黄色，温度在5,000至6,000K之间，有游离的金属、钙谱线及部份的金属谱线，氢原子的谱线更为微弱，分子谱线(CH)已经出现。

如G0谱线以中性金属线为主，钙的离子线达到最强，氢氧根(G带)的吸收线很强。

K：橙色，温度在3,500至5,000K之间，主要为金属谱线。

如K0在蓝色的连续区强度微弱，氢线很微弱，有中性金属谱线，分子谱线(CH、CN)依然存在。

M：红色，温度低于3,500K，有金属、分子及氧化物的谱线，氧化钛(TiO)的谱线成为最主要的谱线。

如M0已有很强的分子带，尤其是氧化锑、钙原子的谱线强烈，红色区呈现连续光谱；M5钙原子的谱线很强，氧化锑的强度超过钙。

此外，在巨星的区域内因为还有其他的元素参与核反应，所以还有R、S、N三种在巨星分支上才会用的分类；还有些恒星因为有些特殊谱线而不易归类于其中，也会另外加上注解用的字母作为区别。

星团赫罗图
由于一个星团中的恒星距离基本一致（或者一个遥远星系中的星团距离基本一致），因此可以用视星等取代绝对星等作为纵轴绘制星团中成员恒星的赫罗图或者遥远星系中成员恒星的赫罗图。

星团赫罗图与标准赫罗图的比较，可以帮助估计星团的实际距离。