恒星及其生命周期:赫茨斯普林-罗素

明星的演变：星星诞生了含云的煤气和灰尘。恒星在中心深处(核心)通过将氢转化为氦来产生能量。由于大部分的氢在内核中变成了氦，内核耗尽了“燃料”。压力下的核心收缩，变得更热，更密集。然后开始将氦转化为碳。随着核心的收缩和升温，热量导致恒星的外层大气膨胀大大(红巨星):能量增加，核心收缩。

低质量明星演变：对于一个低质量的恒星(比如太阳)，其核心永远不会足够热和密度来推进核反应过程。当核心的氦耗尽时，恒星就不再产生能量。它缓慢冷却，外层大气被吹散进入星际介质(行星状星云)。只有被称为白矮星的恒星的核心仍然存在

大质量恒星演化:（> 8倍的太阳质量），核心收缩，大气膨胀过程持续（超钢）。恒星的核心慢慢变成较重的元素。当核心变成铁时，核进程停止，恒星不再产生能量。能量产生的结束导致核心突然坍塌成一个非常致密的物体（中子星或黑洞）。核心塌陷向外发出巨大的能量，导致外部大气（超新星爆炸）造成巨大的爆炸 - 在这种爆炸期间产生了许多重量的元素

作品：所有恒星都是大约70％的氢，28％氦气和2％“金属”制成

在Hertzsprung-Russell（HR）图中，每个星由点表示。那里有很多明星，所以有很多点。每个点对图的位置告诉我们每个星星的两件事：它的亮度（或绝对幅度）及其温度。

纵轴代表恒星的光度或绝对星等。光度从技术上讲是一颗恒星在一秒内发出的能量，但你可以把它想象成恒星的亮度或亮度。根据你使用的教科书，HR图表上的标签可能会有所不同。光度这是一个常见的术语吗绝对幅度。绝对幅度是星的内在亮度。在任何一种情况下，刻度是基于参考（我们的太阳）相互比较的“比例”。

水平轴代表明星的表面温度（不是明星的核心温度 - 我们看不到恒星的核心，只有它的表面）！通常这是使用开尔文温度级标记的。但注意：在大多数图表和图表中，图中左侧存在零（或较小的数字）。这里不是这种情况。在该图上，左侧较高（更热）的温度，较低（较冷）温度右侧。一些HR图包括恒星的颜色，因为可以通过分光光度计上通过过滤器看到它们。这也是“比例比例”。

那么，你如何解读人力资源图表呢?我们来看看它的一些基本区域。图左上角的恒星将是热的和明亮的。在图表右上角的一颗星星将是凉爽和明亮的。太阳大约位于图的中间，它是我们用来比较的恒星。图左下角的恒星是热的和暗的，图右下角的恒星是冷的和暗的。

主序列(MS)

从左上角(热的和亮的)斜向右下角(冷的和晕的)弯曲的带子

-大多数明星(90%)属于这一范围

- 比热的恒星更酷

太阳是一颗MS恒星

-ms明星也被称为小矮人

为什么天空中大多数的星星看起来都是MS恒星?

-在恒星的一生中，它的亮度和表面温度会发生变化，使恒星经历MS阶段>gb阶段> WD阶段。

-如果恒星的质量比太阳大得多，那么它将经历MS阶段>gb > SG阶段

-因为氢是恒星中最丰富的元素，所以MS阶段是每颗恒星生命的90%

•巨人之枝(GB)

- 比同一温度的恒星（例如，Arcturus，Pollux）的横梁。

•这些恒星的半径必须大于MS恒星

•超大的区域(SG)

-比相同温度的GB星(如参宿四、心宿二)更亮

•它们的半径大于GB星

-冷SG星被称为红色超级巨星

- 点SG Stars称为Blue Super Giants

-SG星非常罕见(< 1%)

•白矮星（WD）

-非常热但亮度很低(例如天狼星B)

-非常小(地球大小)

辐射的平方反比定律：落在观察者上的辐射量随着源和观察者之间的距离而降低。

恒星光度和亮度：

一秒钟内的明星发出的能量总量称为其光度。一颗星的亮度通常是指其明显的亮度，或明星多么亮出现到观察者。如果两颗恒星具有相同的亮度，但是星A进一步远离观察者而不是星B，那么Star B将出现更亮 - 光线反向平方法。

测量表观亮度：

一颗恒星的表观亮度可以通过收集恒星发出的光来测量，这种技术被称为光度法。CCD摄像机用来收集恒星的可见光;有些ccd对某些电磁光谱的紫外和红外部分也很敏感。我们也可以使用对其他波长敏感的探测器(例如，x射线，微波，无线电波)。通过将电磁光谱中不同部分的强度相加，我们可以确定总表观亮度恒星

亮度，表观亮度和恒星距离：

• 恒星的表观亮度可以始终通过光度测量确定
• 如果恒星的距离也已知，那么恒星的光度就可以计算出来
• 相反，如果已知恒星的亮度，则可以计算出恒星的距离

恒星系统级： 1^英石幅度恒星比6大约100倍^TH.级明星。

更多的负幅度=更明亮

•这表观亮度一颗星是由它衡量的表观幅度

视差：由于改变的角度来说，物体的位置（相对于更多远距离背景对象）的表观移位。

恒星视差：由于地球围绕太阳的轨道，附近的恒星(相对于背景恒星)在天空中的位置似乎发生了变化。

• 附近的恒星（D <500 LY）仅足够大的视差角度测量，并且对于更远的恒星，（D> 500 LY），无法直接测量距离。

测量表面温度

• 在确定恒星的表面温度，称为光度法或恒星光谱
• 在光度学中，记录通过一组滤光片的光的强度，可以绘制出恒星的黑体光谱

然后使用Wien的定律来确定明星的表面温度

•星形表面温度>约10,000 k

- Balmer线弱，金属线弱或无

-强电离氦线

•恒星表面温度约10000 K

强巴尔末线

- 提供电离金属线

•恒星表面温度< 10,000 K

-weak巴尔默线条

-强中性(未电离)金属线

-非常冷的恒星有很强的分子线

星星类别或类型

• 恒星是根据它们的光谱特征分组的
• 最热的(> 30000 K)恒星是o型恒星
• a型恒星大约是10000 K
• 最酷的（<3500 k）星是M型星（也是最多的）
• 分类方案是：o，b，a，f，g，k，m
• 现在也在使用的细分:
• -O5-O9，B0-B9，A0-A9等
• 如。，太阳是G2恒星

光度(质量更大的恒星亮度更高)

• 大恒星(如巨星或SG)的大气密度低，压力小

- 谱线较窄

• 一颗小恒星(如矮星)有很高的大气密度和压力

- 谱线是更宽的

• 光度等级是恒星半径的排序

超级巨星是Ia类和Ib类

II, III, IV是不同类型的巨人

小矮人是第五类