赫罗图

[拼音]：he-luo tu

[外文]：HR diagram

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（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－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。

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。

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，也称矮星序；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。图2中的图形受到不少测量误差的影响。首先，恒星沿着若干垂直线密集并不是真实的物理图像，只是恒星光谱分类不连续的结果。实际上，光谱判据连续地变化，所以两大序列的分布应是很匀滑的。其次，恒星的距离也有颇大的不确定性，根据这种距离把视星等转换为绝对星等也会有一定误差。再者，暗星的视星等精度不够，而且确定一颗星的光谱型也并非易事。这些误差加在一起，就产生了主星序两个坐标方向的弥散。值得注意的是，图上画的是绝对星等和光谱型。哈佛光谱型星表HD所载恒星的视亮度有其限度。因此，这幅图能够充分反映在很远的距离仍能看见的真正的亮星，而不能充分反映在较近的距离还看不见的暗星。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。恒星的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图2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，我们可举星团的赫罗图来说明。图3是昴星团的赫罗图。在这个星团内形成的恒星，可以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，而不会影响图中星点的相对位置。图3中的星点代表昴星团的主星序，图中没有红巨星，表示昴星团年龄还轻，其成员星还没有演化到脱离主星序的阶段。图3中主星序的弥散度远比图2中的小得多，因为后者受各种因素的影响。

最后，看一看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（约为4×109～6×109年）。M3有明显的水平支，这是球状星团的一般特征。