現代天文學描繪了一幅生動的宇宙圖景：宇宙誕生於一場災難性的大爆炸，並充滿了奇異的恆星，從龐大的紅色超巨星（其大小堪比一箇中等太陽系）到超高密度的白矮星和黑洞（比地球還小）。這些發現格外引人注目，因為天文學家是從最微弱的光芒中推斷出它們的，有時只是一些光子。這項成功的關鍵是一個圖表，兩位天文學家在100年前引入了這個圖表。
赫羅圖（H-R 圖）很簡單。它繪製了恆星的兩個基本屬性：光度（固有亮度）和表面溫度（由顏色揭示）。透過這樣做，它就像元素週期表錨定化學一樣，錨定了恆星天文學。元素週期表將相似的化學元素歸為一類——例如，將所有惰性氣體，如氦、氖和氬，放入一列——而赫羅圖將處於相似生命階段的恆星歸為一類。當天文學家發明該圖時，沒有人知道太陽和其他恆星為何發光。沒有人知道恆星是如何誕生或死亡的。甚至沒有人能向公眾保證太陽永遠不會爆炸。也沒有人知道是恆星鍛造了構成地球和我們身體的大部分元素。
該圖不僅在解決這些問題中發揮了重要作用，而且還在今天指導天文學家解決關於恆星的關鍵問題。一顆恆星能有多大質量？大爆炸後最早出現的恆星是什麼？我們何時能在銀河系中看到下一顆超新星？
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恆星動物園之旅
丹麥科學家埃 Ejnar Hertzsprung 說：“沒有人想到我會成為一名天文學家。” 事實上，當他 20 歲時，他的家人賣掉了他已故父親的天文學書籍。儘管如此，赫茨普龍格還是堅持了下來。他在 1908 年繪製了他的第一張星團光度-顏色圖。德國天文學家漢斯·羅森伯格可能知道赫茨普龍格的工作，他在 1910 年發表了這樣一張圖，赫茨普龍格本人也在 1911 年發表了幾張。當時，他是一個無名之輩。相比之下，亨利·諾里斯·羅素是美國最傑出的天文學家之一。1913 年，他在不知道赫茨普龍格工作的情況下，繪製了自己的圖。由於羅素的聲望，天文學家最初將該圖稱為羅素圖，然後是羅素-赫茨普龍格圖，最後——按照歷史順序——赫茨普龍格-羅素圖。
當天文學家在圖上繪製恆星時，他們發現了清晰的模式。絕大多數恆星，包括太陽，都位於一條從左上角（明亮而炙熱的恆星）到右下角（昏暗而涼爽的恆星）的對角線上。這條對角線，天文學家稱之為主序星，是一個驚人的發現，因為它將看起來截然相反的恆星聯絡在一起。每一顆主序星都以相同的方式產生光：核反應將氫轉化為恆星中心處的氦。主序星的質量越大，其中心就越熱，反應進行得越快，從而使恆星更明亮、更炙熱。因此，主序星實際上是一個質量序列。
另一組恆星出現在主序星的上方和右側。它由比同溫度和顏色的主序星更亮的恆星組成。大多數恆星比太陽更冷；但都更亮。乍一看，這聽起來像是一個矛盾：恆星越冷，其表面每平方英寸輻射的光就越少，那麼一顆涼爽的紅色恆星怎麼可能比太陽亮 100 倍甚至 10,000 倍呢？答案是這些恆星必須非常巨大——天文學家稱它們為巨星和超巨星。它們是主序星耗盡中心氫燃料後變成的樣子。超巨星最終會以超新星的形式爆炸。巨星則更平靜地退出舞臺。
事實上，赫羅圖揭示了巨星的命運。該圖包含一組恆星，它們形成一條位於主序星下方的對角線，這意味著它們比同溫度和顏色的主序星更暗。按照前面討論的相同推理，這些恆星一定很小——天文學家稱它們為白矮星。儘管它們的名字如此，但它們跨越了多種顏色。它們是巨星拋棄外層大氣後留下的緻密而極熱的核心。它們不再能夠進行核反應，通常會隨著時間的推移而冷卻和褪色。但是，如果它們是雙星系統的一部分，它們可以從伴星中吸取物質，達到臨界質量並爆發為超新星。
赫羅圖獨特而普遍的模式甚至揭示了該圖未直接顯示的恆星屬性。例如，天文學家可以透過僅繪製星團中恆星的赫羅圖來確定星團的年齡。例如，在昴星團中，主序星延伸到明亮的藍星，而在畢星團中，則缺少這樣的恆星。因此，畢星團一定更古老；它曾經包含的明亮藍星都已經消亡了。
更大更壞
赫羅圖仍然是一個至關重要的工具。今天恆星天文學的大部分研究都可以被認為是探索該圖極端的一種方式。在右下角是最小、最紅、質量最小的恆星。主序星以質量約為太陽質量 8% 的昏暗紅星結束。再往外是棕矮星的領域，棕矮星是質量太輕而無法維持核聚變的恆星。它們的屬性和起源仍然困擾著天文學家[參見 Subhanjoy Mohanty 和 Ray Jayawardhana 的《棕矮星起源之謎》；《大眾科學》，2006 年 1 月]。
在另一端，赫羅圖的左上角是最亮、最熱、質量最大的主序星的家園。但是它們的質量能有多大呢？明亮的恆星很容易看到，但很難研究，因為它們很稀有。誕生的很少，而且少數誕生的恆星也會迅速燃燒燃料，以至於在誕生後幾百萬年就爆炸了。對非常年輕的星團的研究表明，恆星的質量上限約為太陽質量的 150 倍。然而，去年，英國謝菲爾德大學的 Paul Crowther 和他的同事提高了上限。他們聲稱，在大麥哲倫星雲（一個不大的近鄰星系）中的一顆恆星非常明亮和藍色，以至於它的初始質量一定達到了驚人的太陽質量 320 倍。然而，一些天文學家對質量估計持懷疑態度，因為它假設該恆星遵循與普通主序星相同的質量、亮度和溫度模式。
無論如何，宇宙中最早的恆星可能更大。大爆炸創造了三種最輕的元素：氫、氦和少量鋰。原始湯中缺少碳和氧，碳和氧會發出紅外光，紅外光會逃逸出現代星際雲，從而使其冷卻和分裂。因此，最早的恆星形成氣體雲可能溫暖而巨大，它們應該誕生質量是太陽質量數百倍的恆星[參見 Richard B. Larson 和 Volker Bromm 的《宇宙中的第一批恆星》；《大眾科學》，2001 年 12 月]。如果是這樣，它們將比當今最極端的恆星更明亮、更炙熱；因此，它們將出現在現代赫羅圖左上角的上方和左側。
任何出生時質量超過太陽質量八倍的恆星總有一天會爆炸[參見 Wolfgang Hillebrandt、Hans-Thomas Janka 和 Ewald Müller 的《如何炸燬一顆恆星》；《大眾科學》，2006 年 10 月]。天文學家每年都會在我們銀河系以外的星系中目睹數百次超新星爆發。但是，自 1604 年以來——在天文學家使用望遠鏡之前——他們還沒有目睹過我們銀河系中的恆星爆發為超新星。下一個自毀的是哪一顆，我們何時能看到它？
銀河系平均每世紀會產生幾顆超新星。但是，當一顆超新星爆發時，不能保證我們能看到它。銀河系非常廣闊——遠大於大多數其他星系——而且它的盤面充滿了星際塵埃，即使是超新星的光也會被阻擋。事實上，半個多世紀前，天文學家發現了一片名為仙后座 A 的巨大碎片雲；創造它的爆炸的光在 17 世紀後期到達地球，但沒有引起注意。
因此，任何在天空中引起轟動的爆炸性大質量恆星都必須是附近的，可能在距地球約 20,000 光年以內。為了找到處於邊緣的恆星，天文學家會在赫羅圖的右上角——紅色超巨星的領域——尋找。最近和最亮的恆星是參宿四和心大星，它們分別距離地球 640 光年和 550 光年——足夠近，它們的爆炸將與月球的亮度相媲美，但又足夠遠，應該不會傷害我們。
但是宇宙總是會給我們帶來驚喜。1987 年大麥哲倫星雲中著名的超新星並非來自紅色超巨星，而是來自藍色超巨星。類似的恆星也存在於我們的銀河系中；它們包括夜空中最引人注目的兩顆恆星：天津四和參宿七。
或者我們可能會看到另一種型別的超新星，它是由白矮星超過臨界質量而產生的。儘管這種超新星較為罕見，但它們也更明亮，並且通常發生在塵埃盤的上方或下方，因此更容易看到。自公元 1000 年以來，天文學家在我們銀河系中看到的五顆超新星中，有三顆——甚至可能是四顆——是爆炸的白矮星。不幸的是，白矮星非常暗淡，以至於觸發下一次超新星的嫌疑物件並不明顯。
儘管如此，來自銀河系下一次超新星的光線現在正朝著我們飛速而來。當它最終到達時，天文學家將繪製出其前身在赫羅圖上的位置，以瞭解其生與死。赫茨普龍格和羅素會很高興知道他們的創造仍然產生如此多的見解。此外，它的成功啟發了其他現象的類似圖表，特別是許多環繞其他恆星執行的行星。這樣一張圖表可能揭示關於地球銀河系關係的資訊，就像赫羅圖揭示關於太陽的資訊一樣多。
宇宙元素週期表使用者指南
恆星顏色和型別
恆星的顏色反映了其表面溫度，從微溫的赤熱（最右）到熾熱的藍熱（最左）。天文學家根據恆星外層中吸收光線的化學元素，將恆星分為七個主要光譜型別，這反過來又取決於溫度：O、B、A、F、G、K 和 M。通用的助記符是“Oh, be a fine girl/guy, kiss me!”，儘管替代方案 “Oh, boy, an F grade kills me!” 也有其吸引力。
主序星
大多數恆星都落在一條對角線上，表明它們的光度和溫度是由第三個，甚至更基本的屬性決定的：質量。左側炙熱、明亮的恆星是質量最大的。一旦恆星開始透過聚變氫核產生能量，它就會達到穩定的內部平衡，並在其生命的大部分時間裡保持在圖表上的同一位置。
巨星/超巨星
這些是前主序星，它們已經耗盡了核心中的氫，現在正在吞噬其他燃料儲備，例如氦。質量最大的變成超巨星；較小的變成巨星。如果一顆巨大的紅色超巨星取代太陽，它將吞沒直到木星的所有行星。這些恆星不會在圖表上的固定位置停留，而是隨著年齡的增長而移動。
特超巨星
所有恆星中質量最大的恆星都位於圖表的頂部附近。當前的記錄保持者是 R136a1，它在誕生時質量是太陽的 320 倍；此後，它透過噴射氣體損失了質量。另一顆質量相似且不穩定的恆星是海山二星，它被 170 年前爆發的氣體星雲所包圍。
白矮星
白矮星是恆星屍體。它們無法再產生能量，而是將自身壓縮成僅有地球大小的球體。儘管名稱如此，它們卻跨越了多種顏色。隨著時間的推移，白矮星會沿圖表向右下滑，直到幾乎看不見。恆星最初被包裹在由噴射氣體組成的所謂行星狀星雲中。
太陽
太陽位於主序星上。它誕生於一顆涼爽的原恆星，一旦耗盡核心的氫燃料，它將變成一顆紅巨星，最終變成一顆白矮星。與普遍的看法相反，太陽並不是一顆普通的恆星；大約 95% 的恆星位於圖表中它的下方。這張紫外線影像顯示了 1999 年 9 月的太陽耀斑。
棕矮星
過去二十年來，天文學的前沿領域一直是棕矮星的探測和研究，棕矮星是質量太輕而無法進行持續核聚變的恆星。在圖表上，它們與右下角最暗、最紅的恆星重疊，並繼續延伸到頁面外。右下角的 LP 944–20 就是其中一顆。十年前，天文學家添加了光譜型別 L 和 T（未顯示）來對這些天體進行分類。