之间恆星演化和赫羅圖相似
恆星演化和赫羅圖有（在联盟百科）11共同点: 主序星，分子雲，紅巨星，紅群聚，紅超巨星，白矮星，超新星，黑矮星，恒星，恒星光谱，漸近巨星分支。
主序星
主序星在可顯示恒星演化過程的赫羅圖上，是分布在由左上角至右下角，被稱為主序帶上的恆星。 主序帶是以顏色相對於光度繪圖成線的一條連續和獨特的恆星帶。這個色-光圖就是後來埃希納·赫茨普龍和亨利·諾利斯·羅素合作發展出來，著名的赫羅圖。在這條帶子上的恆星就是所謂的主序星或"矮星"。 恆星形成之後，它在高熱、高密度的核心進行核聚变反應，將氫原子轉變成氦，並且創造出能量。在這個生命期階段的恆星，座落在在主序帶上的位置主要是依據它的質量，但化學成分和其它的因素也有一些關係。所有的主序星都處於流體靜力平衡狀態，它來自炙熱核心向外膨脹的熱壓力與來自外圍包層向內擠壓的重力壓維持著平衡。在核心溫度和壓力與能量孳生率有著強烈的相關性，並有助於維持平衡。在核心孳生的能量傳遞到表面經由光球輻射出去。能量經由輻射或對流傳遞，而後著在其區域內會產生階梯狀的溫度梯度，更高的透明度，或兩者均有。 基於恆星產生能量的主要過程，主序帶有時會被分成上段和下段。質量大約在1.5太陽質量以內的恆星，將氫聚集融合成氦的一系列主要程序稱為質子-質子鏈反應。超過這個質量在主序帶的上段，核融合主要是使用碳、氮、和氧原子，經由碳氮氧循環的程序，將氫原子轉變成氦。質量超過太陽10倍的主序星在核心區域會產生對流，這樣的活動繪激發新創建的氦外移，並維持發生核融合所需要的燃料比例。當核心的對流不再發生時，發展出的富氦核心的外圍會被氫包圍著。質量較低的恆星，核心的對流區會逐步的縮小，大約在2太陽質量附近，核心的對流區就會消失。在這個質量以下，恆星的核心只有輻射，但是在接近表面會有對流。隨著恆星質量的減少，對流的包層會增加，質量低於0.4太陽質量的主序星，全部的質量都在對流。 通常，質量越大的恆星在主序帶上的生命期越短。當在核心的核燃料已被耗盡之後，恆星的發展會離開赫羅圖上的主序帶。這時恆星的發展取決於它的質量，質量低於0.23太陽質量的恆星直接成為白矮星，而質量未超過10太陽質量的恆星將經歷紅巨星的階段；質量更大的恆星可以爆炸成為超新星，或直接塌縮成為黑洞。.
分子雲
分子雲（Molecular cloud 或 Stellar nursery）是星際雲的一種，主要是由氣體和固態微塵所組成。其規模沒有一定的範圍，直徑最大可超過100光年，總質量可達太陽的 106 倍。 氫分子（H2）是分子雲中最普遍的組成物質之一。根據估計，每 1cm3 的分子雲內大約有 104 個氫分子；而在物質較密集的區域（如分子雲的核心），1cm3 內的氫分子則約有 105 個。除了氫以外，分子雲內亦有不少經由核融合合成出的元素。這些元素是多數恆星的主要組成物質，因此分子雲同時也是恆星——甚至是行星系的誕生場所，如太陽系就是其一。 氫分子很難被直接偵測到。通常是利用一氧化碳（CO）偵測氫分子。一氧化碳輻射的光度與分子氫質量的比例幾乎是常數。不過在對其他星系的觀測中有理由懷疑這樣的假設。.
紅巨星
红巨星是巨星的一种，是恆星的一種衰變狀態，根据恒星质量的不同，存在期只有数百万年不等。质量通常约为0.5至8个太阳质量，质量更大的称为红超巨星，質量再大的為紅特超巨星。.
紅群聚
紅群聚是恆星在赫羅圖上的一個特點，被認為是在水平分支上相對來說富含金屬的。與主序帶上表面溫度相同的恆星比較，它的亮度是比較高的(或是與相同亮度的恆星比較，它的表面溫度較低)，也就是說它在赫羅圖上的位置是在主序帶的右邊和上面。這個時期相當於恆星演化的氦核燃燒階段，而主序帶是氫核燃燒的階段。 理論上，在紅群聚中恆星的絕對發光度完全與組成或年齡無關，因此可以做為天文學上估計我們的銀河系和鄰近星系和星系團距離的標準燭光。.
紅超巨星
紅超巨星（RSG）是恆星的恆星光譜分類的約克光譜分類（光度分類）中的第一級，超巨星中的一種。雖然它們的質量不是最大的，但體積卻是宇宙中最大的恆星。 質量超過10個太陽質量的恆星，在燃燒完核心的氫元素，進入燃燒氦元素的階段之後，將成為紅超巨星。這些恆星的表面溫度很低（3500-4500 K），但有極大的半徑。已知在銀河系內最大的四顆紅超巨星是仙王座μ、人馬座KW、仙王座V354和天鵝座KY，它們的半徑都在太陽的1,500倍以上（大約是7天文單位，或是地球至太陽距離的7倍）。大部分紅巨星的半徑是太陽的200至800倍，已經足以到達並超越地球到太陽的距離。 這些巨大的恆星比起"熱真空"－沒有明確邊界的光球，只是單純的滲入星際空間內－還是非常小。它們有緩慢、密集的恆星風，而且如果核心的反應因為任何原因減緩（例如在殼層中燃燒的轉變），它們可能縮小成為藍超巨星。藍超巨星有較快速但是疏落的恆星風，能造成在紅超巨星階段已經被釋出的物質被壓迫進入擴展的殼層內 許多紅超巨星的質量都允許它們核心的最終產物是鐵元素，在接近生命期的結束時，它們將發展出來的元素會越來越重，而越重的元素也越接近核心。 相對來說，紅超巨星的階段很短暫，持續的時間只有數十萬至數百萬年。大多數大質量的紅超巨星會發展成為沃爾夫-拉葉星，而質量稍低的紅超巨星會以類似II型超新星結束它們的生命。 參宿四和心宿二是紅超巨星最著名的例子。.
白矮星
白矮星（white dwarf），也稱為簡併矮星，是由简并态物质構成的小恆星。它們的密度極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小，微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。 白矮星被認為是中、低質量恆星演化階段的最終產物，在我們所屬的星系內97%的恆星都屬於這一類。, §1.
超新星
超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见，而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova，nova在拉丁語中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因亮度增加而被認為是新出現的）；字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發：突然重新點燃核融合之火的簡併恆星，或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，點燃碳融合，並觸發失控的核融合，將恆星完全摧毀。在第二種情況，大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮，釋放重力位能，可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.
黑矮星
黑矮星是假想中的恆星殘骸，是當一顆白矮星的溫度低到不再能發出可以被偵測到的光或熱的狀態。由於一顆白矮星要達到此種狀態所需要的時間遠高過當前137億年的宇宙年齡，因此在現今的宇宙中不可能存在著黑矮星，而溫度最低的白矮星將會是宇宙年齡的一個觀測極限。 白矮星是由主序帶上中或低質量的恆星（質量上限在9或10倍太陽質量），在它擁有的溫度能使用的元素都在融合中耗盡或驅逐之後的殘骸。一個高密度的電子簡併物質除了緩慢的熱輻射之外，還能留下什麼？最終將成為一顆黑矮星。如果真有黑矮星存在，它也很難被偵測到，因為依照定義，它們只有很少的輻射。一種理論認為可以利用重力的擾動來檢出。 由於白矮星未來的演化還有物理學上的問題，像是暗物質的性質和質子衰變等的可能性和速率等，我們的理解依然很貧乏；也不知道需要多久的時間白矮星才會冷卻成黑暗無光的狀態, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, arXiv:astro-ph/9701131v1.
恒星
恆星是一種天體，由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體，太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星，幾乎全都在銀河系內，但由於距離非常遙遠，這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上，那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群，而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄，提供了許多不同恆星命名的標準。 至少在恆星生命的一段時期，恆星會在核心進行氫融合成氦的核融合反應，從恆星的內部將能量向外傳輸，經過漫長的路徑，然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡，恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前，會經歷恆星核合成的過程；而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成，會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭，恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜，確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量（化學元素的豐度），和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素：恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。 恆星的生命是由氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料，質量大於0.4太陽質量的恆星，會膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態，並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星，它們會含有比例較高的重元素。與此同時，核心成為恆星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質量）。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系。.
恒星光谱
在天文學，恆星分類是將恆星依照光球的溫度分門別類，伴隨著的是光譜特性、以及隨後衍生的各種性質。根據維恩定律可以用溫度來測量物體表面的溫度，但對距離遙遠的恆星是非常困難的。恆星光譜學提供了解決的方法，可以根據光譜的吸收譜線來分類：因為在一定的溫度範圍內，只有特定的譜線會被吸收，所以檢視光譜中被吸收的譜線，就可以確定恆星的溫度。早期(19世紀末)恆星的光譜由A至P分為16種，是目前使用的光譜的起源。 恒星光谱分类 20世纪初，美国哈佛大学天文台对50万颗恒星进行了光谱研究。他们根据恒星不同的谱线进行了分类，结果发现它们与颜色也有关系.
漸近巨星分支
AGB恆星在天文物理上是非常重要的，因為它們能產生大量的塵粒，並且也是成為行星狀星雲的前兆。 漸近巨星分支是赫羅圖上低質量至中質量恆星在演化時聚集的區域。在恆星演化周期中，這是所有中低質量恆星(0.6-10太陽質量)末期階段的生活。 在觀測上，一顆漸近巨星分支(AGB)恆星看起來像是一顆紅巨星。它的內部構造特點是在中央有一個不活躍的碳和氧核心，外面是正在將氦融合成碳(氦燃燒)的氦層，再外面則是將氫融合成氦(氫燃燒)的殼層，還有大量與一般正常恆星類似的物質組成的外殼。.
上面的列表回答下列问题
- 什么恆星演化和赫羅圖的共同点。
- 什么是恆星演化和赫羅圖之间的相似性
恆星演化和赫羅圖之间的比较
恆星演化有97个关系，而赫羅圖有30个。由于它们的共同之处11，杰卡德指数为8.66% = 11 / (97 + 30)。
参考
本文介绍恆星演化和赫羅圖之间的关系。要访问该信息提取每篇文章，请访问：