乃薅ㄌ煨鵤）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。（未完待续）
第三百二十八章 星辰阵图－赫罗图﹙二﹚（）
ps：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。
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。
二、恒星光度
﹙一﹚特性千差万别
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。
1、光度差别
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（十秒差距）的地方所得出的亮度。织女星的绝对星等是0。5等，它的光度是太阳的五十倍。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五十万倍。最强的恒星的光度甚至是太阳的一百万倍。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四十万分之一到五十万分之一。
2、体积差别
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一百零九倍。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九百倍。一颗叫柱一的双星，其伴星的直径大约是太阳的二千～三千倍。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。
﹙二﹚温度和光谱型
1、温度
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三万k以上的恒星发蓝光，温度在一万～三万k的恒星颜色蓝白，温度在七千五百～一万k的恒星颜色纯白，六千～七千五百k的恒星呈黄白色，温度在五千～六千k时，恒星的颜色发黄，温度在三千五百～五千k时恒星的颜色为红橙，温度在二千～三千五百k的恒星颜色发红。
2、光谱
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。
哈佛分类法
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。他们根据二十四万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型为四万～二万五千k；b型为二万五千～一万二千k；a型为一万一千五百～七千七百k；f型为七千六百～六千一百k；g型为六千～五千k；k型为死去九百～三千七百k；m型为三千六百～二千六百k。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。（未完待续）
第三百二十九章 星辰阵图－赫罗图﹙三﹚（）
ps：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。
﹙三﹚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a）、大角（牧夫座a）属于巨星，心宿二（天揭座a）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。
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。
﹙四﹚质量大小关系
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。
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。
﹙五﹚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。irl/！
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，最暗的星为型只有六小类，总计为61小类。
类型特性
o：蓝色
温度高于二万五千k，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
温度在一万一千至二万五千k之间，氦原子谱线呈现中性。硅则失去一或二个电子，氧和镁原子失去一个电子。如b0就已经没有氦的游离谱线，氢谱线则已很明显。
a：白色
温度在七千五百至一万一千k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
温度在六千至七千五百k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
温度在五千至六千k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（c0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
温度在三千五百至五千k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（c：红色
温度低于三千五百k，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。
三、元素周期表
化学元素周期表是根据原子序数从小至大排序的化学元素列表。列表大体呈长方形，某些元素周期中留有空格，使特性相近的元素归在同一族中，如卤素、碱金属元素、稀有气体（惰性气体或贵族气体）、放射性元素等。这使周期表中形成元素分区且分有七主族、七副族与零族、八族。由于周期表能够准确地预测各种元素的特性及其之间的关系，因此它在化学及其他科学范畴中被广泛使用，作为分析化学行为时十分有用的框架。现代的周期表由俄国化学家门捷列夫于一八六九年发现，用以展现当时已知元素特性的周期性。
按照元素在周期表中的顺序给元素编号，得到原子序数。原子序数跟元素的原子结构有如下关系：
质子数=原子序数=核外电子数=核电荷数
利用周期表，门捷列夫成功的预测当时尚未发现的元素的特性（镓、钪、锗）。一九一三年英国科学家莫色勒利用阴极射线撞击金属产生x射线，发现原子序越大，x射线的频率就越高，因此他认为核的正电荷决定了元素的化学性质，并把元素依照核内正电荷（即质子数或原子序）排列。后来又经过多名科学家多年的修订才形成当代的周期表。
元素周期表**有一八十八种元素。将元素按照相对原子质量由小到大依次排列，并将化学性质相似的元素放在一个