赫罗图
赫罗图（ HR diagram ），用恒星的表面温度（或光谱型或颜色）和光度（或绝对星等）作为坐标轴画出的图。赫罗图代表天文学和天体物理学中对观测的最大综合。它是天体物理学家最有用的关系图和非常有价值的诊断恒星的工具。一颗恒星在赫罗图中的位置决定于它的质量和年龄，赫罗图以绝妙的方式找到了恒星演化的规律，既提供了对恒星演化理论一个最严格的检验，又提供了研究银河系整体历史的一个最有力的工具。赫罗图的原始形式是绝对仿视星等与光谱型的关系曲线，现在更常用的是它的变体，用一个连续的坐标代替不连续的光谱型。观测上，最有用的形式是颜色–星等图（CM）图，它是一个颜色与星等的关系曲线。
创建
赫罗图是丹麦天文学家E.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。罗素研究了恒星的光度和光谱，画出一系列表明恒星光度和光谱型之间的关系图，于1914年在《自然》上发表（图1）。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–表面温度（光谱型或颜色）图称为赫茨普龙–罗素图，简称赫罗图。赫罗图的根本特征是建立了恒星的颜色与亮度的关系。图中亮度由下向上（图的y轴）量度，温度在左右方向（图的x轴）量度，并规定较冷的星偏向右方。这样选择温度量度方向与光谱型O B A F G K M分类序列对应。赫罗图右下角的恒星是暗弱的红色冷星，左上角的恒星是明亮的蓝白色热星（温度高于25 000K）。大多数恒星落在左上角到右下角的带内，该带称主序，它对应像太阳那样通过将中心区的氢核合成为氦核释放能量的一切恒星。宽波段UBV测光系统测定暗星的颜色，比用光谱方法容易，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。
图1 罗素绘制的绝对星等–光谱型图
星团和场星的赫罗图
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，则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，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，可用来研究恒星的形成和演化。图2是太阳附近6 700颗恒星的赫罗图。图中有两个密集序列，一个从左上向右下，称为主星序，又称矮星序；另一个是相当密集的一群星，接近右上角，差不多呈水平走向，称为巨星序。此外，还有不少星分散在图的上部，称为超巨星序。主星序下面是亚矮星序。图的底部有一特殊分支，称为白矮星序。巨星序和矮星序并不相接，中间留有相当明显的空隙，称为赫氏空区，只有为数很少的恒星落在空区以内。赫罗图中的图形受到不少测量误差的影响。恒星的质量差别不大，大多数恒星的质量在太阳质量0.1～10倍范围内。恒星化学成分的差别也不大，按质量计大致氢占71％，氦占27％，其他重元素占2％。所以，取决于质量和化学成分的恒星结构在赫罗图中呈现出明显的规律性。恒星密集的区域代表它们演化缓慢的阶段，主星序是演化最慢的阶段，大致占恒星寿命的90％。为了免受恒星化学成分不同和年龄不同这两个因素的影响，可举星团的赫罗图来说明。图3是昴星团的赫罗图。这个星团内形成的恒星，可认为它们的化学成分和年龄是相同的。再者，一般星团各成员星离地球的距离基本相同，这样观测到的成员星的视星等差值也就是它们绝对星等的差值，不受距离误差的影响。星团距离的不确定性导致绝对星等的零点不确定，只能使整个图上下移动，而不会影响昴星团的赫罗图中星点的相对位置。图3中的星点代表昴星团的主星序，其中没有红巨星，表示昴星团年龄还轻，成员星还没有演化到脱离主星序的阶段。
图2 亮于8.5照相视星等的6 700颗恒星的赫罗图
图3 昴星团的赫罗图
把质量不同但年龄相同的许多恒星画在赫罗图上，图的形状便与年龄有关。这一点在球状星团的赫罗图上表现得很明显，因为一个球状星团中的全部恒星确实是在一个巨大气体云坍缩时一起形成的。主序左上端的最亮恒星最先消耗完燃料，因为它们每秒钟需要很多能量以求避免最终的引力坍缩，所以它们最先离开主序朝红巨星支移动。用同一星团在不同年龄画赫罗图，则随着星团年龄增大，主序将从上往下缩短，这些赫罗图的主序从右下角向上仅仅延伸一段后即折向右边。折向点的准确位置取决于星团的年龄，由此定出的年龄是银河系最年老恒星的最可靠的年龄测定之一。赫罗图也能用来测定星团的距离，因为恒星在主序上的位置和它们的绝对星等有关，星团离我们越远，它的恒星发来的光显得越弱，它的主序就越是靠近赫罗图的下部。利用这一点，天文学家得以找出恒星视星等的校准值，使之正好与标准主序相符，并从这个校准值导出星团的距离。
不同化学成分的星团在赫罗图上的分布
图4画出银河星团M67的成员星同两个球状星团M3和M92的成员星在赫罗图上的位置，以便进行比较。它们都是年老的星团，但M67属于星族Ⅰ，M3和M92属于星族Ⅱ。星族Ⅰ的星含重元素较多，占总质量的2％～3％，而星族Ⅱ的星所含的重元素的含量仅占0.1％～0.2％，或更少。图中左下方的黑粗斜线代表主星序，3个星团巨星支都从主星序相同的部位脱离，表明它们的年龄相近（为4×109～6×109年）。M3有明显的水平支，这是球状星团的一般特征。赫罗图可获得大量信息。除了上述的两个星序外，各种类型的变星也有特定区域。此外，还可利用星团在赫罗图上的“转向点”来估计星团的年龄和距离。不同质量的星族Ⅰ和星族Ⅱ的星，在赫罗图上都有它们特定的演化程序。
图4 银河星团M67同球状星团M3和M92在赫罗图中的比较
