现代天文学描绘了一幅生动的宇宙图景：宇宙诞生于一场灾难性的大爆炸，并充满了奇异的恒星，从庞大的红色超巨星（其大小堪比一个中等太阳系）到超高密度的白矮星和黑洞（比地球还小）。这些发现格外引人注目，因为天文学家是从最微弱的光芒中推断出它们的，有时只是一些光子。这项成功的关键是一个图表，两位天文学家在100年前引入了这个图表。
赫罗图（H-R 图）很简单。它绘制了恒星的两个基本属性：光度（固有亮度）和表面温度（由颜色揭示）。通过这样做，它就像元素周期表锚定化学一样，锚定了恒星天文学。元素周期表将相似的化学元素归为一类——例如，将所有惰性气体，如氦、氖和氩，放入一列——而赫罗图将处于相似生命阶段的恒星归为一类。当天文学家发明该图时，没有人知道太阳和其他恒星为何发光。没有人知道恒星是如何诞生或死亡的。甚至没有人能向公众保证太阳永远不会爆炸。也没有人知道是恒星锻造了构成地球和我们身体的大部分元素。
该图不仅在解决这些问题中发挥了重要作用，而且还在今天指导天文学家解决关于恒星的关键问题。一颗恒星能有多大质量？大爆炸后最早出现的恒星是什么？我们何时能在银河系中看到下一颗超新星？
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恒星动物园之旅
丹麦科学家埃 Ejnar Hertzsprung 说：“没有人想到我会成为一名天文学家。” 事实上，当他 20 岁时，他的家人卖掉了他已故父亲的天文学书籍。尽管如此，赫茨普龙格还是坚持了下来。他在 1908 年绘制了他的第一张星团光度-颜色图。德国天文学家汉斯·罗森伯格可能知道赫茨普龙格的工作，他在 1910 年发表了这样一张图，赫茨普龙格本人也在 1911 年发表了几张。当时，他是一个无名之辈。相比之下，亨利·诺里斯·罗素是美国最杰出的天文学家之一。1913 年，他在不知道赫茨普龙格工作的情况下，绘制了自己的图。由于罗素的声望，天文学家最初将该图称为罗素图，然后是罗素-赫茨普龙格图，最后——按照历史顺序——赫茨普龙格-罗素图。
当天文学家在图上绘制恒星时，他们发现了清晰的模式。绝大多数恒星，包括太阳，都位于一条从左上角（明亮而炙热的恒星）到右下角（昏暗而凉爽的恒星）的对角线上。这条对角线，天文学家称之为主序星，是一个惊人的发现，因为它将看起来截然相反的恒星联系在一起。每一颗主序星都以相同的方式产生光：核反应将氢转化为恒星中心处的氦。主序星的质量越大，其中心就越热，反应进行得越快，从而使恒星更明亮、更炙热。因此，主序星实际上是一个质量序列。
另一组恒星出现在主序星的上方和右侧。它由比同温度和颜色的主序星更亮的恒星组成。大多数恒星比太阳更冷；但都更亮。乍一看，这听起来像是一个矛盾：恒星越冷，其表面每平方英寸辐射的光就越少，那么一颗凉爽的红色恒星怎么可能比太阳亮 100 倍甚至 10,000 倍呢？答案是这些恒星必须非常巨大——天文学家称它们为巨星和超巨星。它们是主序星耗尽中心氢燃料后变成的样子。超巨星最终会以超新星的形式爆炸。巨星则更平静地退出舞台。
事实上，赫罗图揭示了巨星的命运。该图包含一组恒星，它们形成一条位于主序星下方的对角线，这意味着它们比同温度和颜色的主序星更暗。按照前面讨论的相同推理，这些恒星一定很小——天文学家称它们为白矮星。尽管它们的名字如此，但它们跨越了多种颜色。它们是巨星抛弃外层大气后留下的致密而极热的核心。它们不再能够进行核反应，通常会随着时间的推移而冷却和褪色。但是，如果它们是双星系统的一部分，它们可以从伴星中吸取物质，达到临界质量并爆发为超新星。
赫罗图独特而普遍的模式甚至揭示了该图未直接显示的恒星属性。例如，天文学家可以通过仅绘制星团中恒星的赫罗图来确定星团的年龄。例如，在昴星团中，主序星延伸到明亮的蓝星，而在毕星团中，则缺少这样的恒星。因此，毕星团一定更古老；它曾经包含的明亮蓝星都已经消亡了。
更大更坏
赫罗图仍然是一个至关重要的工具。今天恒星天文学的大部分研究都可以被认为是探索该图极端的一种方式。在右下角是最小、最红、质量最小的恒星。主序星以质量约为太阳质量 8% 的昏暗红星结束。再往外是棕矮星的领域，棕矮星是质量太轻而无法维持核聚变的恒星。它们的属性和起源仍然困扰着天文学家[参见 Subhanjoy Mohanty 和 Ray Jayawardhana 的《棕矮星起源之谜》；《大众科学》，2006 年 1 月]。
在另一端，赫罗图的左上角是最亮、最热、质量最大的主序星的家园。但是它们的质量能有多大呢？明亮的恒星很容易看到，但很难研究，因为它们很稀有。诞生的很少，而且少数诞生的恒星也会迅速燃烧燃料，以至于在诞生后几百万年就爆炸了。对非常年轻的星团的研究表明，恒星的质量上限约为太阳质量的 150 倍。然而，去年，英国谢菲尔德大学的 Paul Crowther 和他的同事提高了上限。他们声称，在大麦哲伦星云（一个不大的近邻星系）中的一颗恒星非常明亮和蓝色，以至于它的初始质量一定达到了惊人的太阳质量 320 倍。然而，一些天文学家对质量估计持怀疑态度，因为它假设该恒星遵循与普通主序星相同的质量、亮度和温度模式。
无论如何，宇宙中最早的恒星可能更大。大爆炸创造了三种最轻的元素：氢、氦和少量锂。原始汤中缺少碳和氧，碳和氧会发出红外光，红外光会逃逸出现代星际云，从而使其冷却和分裂。因此，最早的恒星形成气体云可能温暖而巨大，它们应该诞生质量是太阳质量数百倍的恒星[参见 Richard B. Larson 和 Volker Bromm 的《宇宙中的第一批恒星》；《大众科学》，2001 年 12 月]。如果是这样，它们将比当今最极端的恒星更明亮、更炙热；因此，它们将出现在现代赫罗图左上角的上方和左侧。
任何出生时质量超过太阳质量八倍的恒星总有一天会爆炸[参见 Wolfgang Hillebrandt、Hans-Thomas Janka 和 Ewald Müller 的《如何炸毁一颗恒星》；《大众科学》，2006 年 10 月]。天文学家每年都会在我们银河系以外的星系中目睹数百次超新星爆发。但是，自 1604 年以来——在天文学家使用望远镜之前——他们还没有目睹过我们银河系中的恒星爆发为超新星。下一个自毁的是哪一颗，我们何时能看到它？
银河系平均每世纪会产生几颗超新星。但是，当一颗超新星爆发时，不能保证我们能看到它。银河系非常广阔——远大于大多数其他星系——而且它的盘面充满了星际尘埃，即使是超新星的光也会被阻挡。事实上，半个多世纪前，天文学家发现了一片名为仙后座 A 的巨大碎片云；创造它的爆炸的光在 17 世纪后期到达地球，但没有引起注意。
因此，任何在天空中引起轰动的爆炸性大质量恒星都必须是附近的，可能在距地球约 20,000 光年以内。为了找到处于边缘的恒星，天文学家会在赫罗图的右上角——红色超巨星的领域——寻找。最近和最亮的恒星是参宿四和心大星，它们分别距离地球 640 光年和 550 光年——足够近，它们的爆炸将与月球的亮度相媲美，但又足够远，应该不会伤害我们。
但是宇宙总是会给我们带来惊喜。1987 年大麦哲伦星云中著名的超新星并非来自红色超巨星，而是来自蓝色超巨星。类似的恒星也存在于我们的银河系中；它们包括夜空中最引人注目的两颗恒星：天津四和参宿七。
或者我们可能会看到另一种类型的超新星，它是由白矮星超过临界质量而产生的。尽管这种超新星较为罕见，但它们也更明亮，并且通常发生在尘埃盘的上方或下方，因此更容易看到。自公元 1000 年以来，天文学家在我们银河系中看到的五颗超新星中，有三颗——甚至可能是四颗——是爆炸的白矮星。不幸的是，白矮星非常暗淡，以至于触发下一次超新星的嫌疑对象并不明显。
尽管如此，来自银河系下一次超新星的光线现在正朝着我们飞速而来。当它最终到达时，天文学家将绘制出其前身在赫罗图上的位置，以了解其生与死。赫茨普龙格和罗素会很高兴知道他们的创造仍然产生如此多的见解。此外，它的成功启发了其他现象的类似图表，特别是许多环绕其他恒星运行的行星。这样一张图表可能揭示关于地球银河系关系的信息，就像赫罗图揭示关于太阳的信息一样多。
宇宙元素周期表用户指南
恒星颜色和类型
恒星的颜色反映了其表面温度，从微温的赤热（最右）到炽热的蓝热（最左）。天文学家根据恒星外层中吸收光线的化学元素，将恒星分为七个主要光谱类型，这反过来又取决于温度：O、B、A、F、G、K 和 M。通用的助记符是“Oh, be a fine girl/guy, kiss me!”，尽管替代方案 “Oh, boy, an F grade kills me!” 也有其吸引力。
主序星
大多数恒星都落在一条对角线上，表明它们的光度和温度是由第三个，甚至更基本的属性决定的：质量。左侧炙热、明亮的恒星是质量最大的。一旦恒星开始通过聚变氢核产生能量，它就会达到稳定的内部平衡，并在其生命的大部分时间里保持在图表上的同一位置。
巨星/超巨星
这些是前主序星，它们已经耗尽了核心中的氢，现在正在吞噬其他燃料储备，例如氦。质量最大的变成超巨星；较小的变成巨星。如果一颗巨大的红色超巨星取代太阳，它将吞没直到木星的所有行星。这些恒星不会在图表上的固定位置停留，而是随着年龄的增长而移动。
特超巨星
所有恒星中质量最大的恒星都位于图表的顶部附近。当前的记录保持者是 R136a1，它在诞生时质量是太阳的 320 倍；此后，它通过喷射气体损失了质量。另一颗质量相似且不稳定的恒星是海山二星，它被 170 年前爆发的气体星云所包围。
白矮星
白矮星是恒星尸体。它们无法再产生能量，而是将自身压缩成仅有地球大小的球体。尽管名称如此，它们却跨越了多种颜色。随着时间的推移，白矮星会沿图表向右下滑，直到几乎看不见。恒星最初被包裹在由喷射气体组成的所谓行星状星云中。
太阳
太阳位于主序星上。它诞生于一颗凉爽的原恒星，一旦耗尽核心的氢燃料，它将变成一颗红巨星，最终变成一颗白矮星。与普遍的看法相反，太阳并不是一颗普通的恒星；大约 95% 的恒星位于图表中它的下方。这张紫外线图像显示了 1999 年 9 月的太阳耀斑。
棕矮星
过去二十年来，天文学的前沿领域一直是棕矮星的探测和研究，棕矮星是质量太轻而无法进行持续核聚变的恒星。在图表上，它们与右下角最暗、最红的恒星重叠，并继续延伸到页面外。右下角的 LP 944–20 就是其中一颗。十年前，天文学家添加了光谱类型 L 和 T（未显示）来对这些天体进行分类。