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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。
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。
1、恒星：恒星是由炽热气体组成的能自身发光的球形或类球形天体。
2、恒星自行：恒星的空间速度可以分解为视向速度和切向速度，由切向速度所带来的恒星相对星空的位移。
3、绝对星等：在标准距离10个秒差距下恒星的亮度称为恒星的绝对亮度（即恒星的光度），其星等叫绝对星等。
4、秒差距：指恒星的周年视差为1个角秒时恒星到地球的距离为1个秒差距。
5、光年：光在一年中的行程，1光年=1年×3×105km/s=9.46×1012公里。
6、大地水准面：是指海面或平均海面及其在陆地下的延伸所构成的一个闭合的环球水准面。
7、行星逆行：指行星相对于恒星视位置的变动。
下合前后的地内行星和冲日前后的地外行星，相对于恒星，其视位置的移动方向与其公转方向相反，称为行星的逆行。
8、太阳回归运动：太阳在天赤道南北的往返运动，或太阳反复回归天赤道的运动。
9、太阳风：日晃中的质子，电子等不断摆脱太阳引力而奔向行星际空间，由此而形成的以质子、电子为主要成分的带电粒子流，叫太阳风。
10、地理经度：指当地经线所在平面与本初子午线所在平面之间的二面角。
用λ表示，顺地球自转方向度量为东经，记为ºE，逆地球自转方向度量为西经，记为ºW，取值分别为0º～180º.11、恒星年：以恒星为参照物，地球在公转轨道上运行一周所用的时间，其值为365.25636日。
12、引潮力：地球表面各地所受天体的实际引力与地心处所受引力的差值，为该天体对地球的引潮力。
10、太阳系：在中心天体太阳的引力作用下，由行星及其卫星、小行星、彗星、流星体和星际物质等组成的天体系统。
11、海洋潮汐现象：受天体引潮力作用，全球海水所发生的周期性涨落现象。
12、食分：食甚时日面或月面被掩饰的最大深度。
13、太阳日：以太阳为参照物，地球自转一周所用的时间。
14、恒星月：月球相对于恒星星空绕转一周所用的时间。
15、地磁要素：磁场强度β的大小，磁偏角D和磁偏角I，称为地磁要素。
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。
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。
