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赫罗图
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为 OAE 制作
图注： 这张图展示了不同恒星温度和亮度。每个点的大小代表恒星的半径，颜色代表人眼所看到的颜色。恒星的颜色从淡蓝色到淡橙红色不等，没有恒星具有像红、绿或蓝这样的纯颜色，因为恒星的光谱包含了许多不同颜色的光。然而，最红的恒星通常被称为红恒星，最蓝的恒星被称为蓝恒星。为了展示不同类型的恒星，制作这个图表的恒星样本选择上并没有反映出每种类型恒星的实际数量比例。
从左上到右下是一条长长的恒星带，这些恒星在其核心燃烧氢气，这被称为主序。在这条线上，我们可以看到参宿三（Mintaka）、波江座α星（Achernar）、天狼星A（Sirius A）、太阳和比邻星（Proxima Centauri）等恒星。在主序线右下方的比邻星周围的天体被称为红矮星。在红矮星的右下方是Teide 1和Kelu-1 A。这两个天体是褐矮星，它们的质量太低，核心没有足够的热量来持续地进行氢融合。由于它们不燃烧氢，褐矮星不被认为是主序星。"褐矮星"这个名字与它们的颜色无关。
在主序星的上方，我们发现次巨星、巨星和超巨星。这些是已经完成了核心的氢燃烧并演化成更大天体的恒星。恒星的亮度取决于其温度和大小，因此巨星比具有较小半径但相同温度的恒星更亮。随着时间的推移，这些天体将走向生命的尽头，经历行星状星云阶段或变成超新星。以行星状星云阶段结束生命的恒星会形成一种叫做白矮星的恒星残骸。这种天体比相同温度的恒星小得多，因此更暗淡，并且位于主序星带的显著下方。以超新星结束生命的恒星会成为黑洞或中子星。这些在这个图表上没有显示。
来源： IAU OAE/Niall Deacon
词汇表:
褐矮星 , 颜色 , 巨星 , 赫罗图 , 光度 , 主序 , 恒星演化 , 超巨星 , 白矮星 , 有效温度 , 亚巨星 , 光度等级
分类：
恒星
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恒星光谱类型 - 波段
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为 OAE 制作
图注： 按光谱类型排列的七颗恒星的光谱，从顶部的最热（O 型）到底部的最冷（M 型）。x 轴显示的是光的波长，而每个波长上的亮度或暗度则与该波长上恒星接收到的光通量相对应，较暗的部分光通量较小，较亮的部分光通量较大。每个光谱都进行了归一化处理（每个波长的光通量除以该光谱的最大光通量），因此所有光谱的最大光通量应该具有相同的亮度。在 400 纳米到 700 纳米之间绘制的颜色与人眼看到的该波长光的颜色基本一致。在 400 纳米以下和 700 纳米以上，人眼几乎看不到光，因此这两条线分别用蓝色和红色表示。
较热的恒星在光谱的蓝端有更多的通量，较冷的恒星在红端有更多的通量。不过，恒星发射的通量总量取决于它的大小和温度。因此，一颗热恒星发出的红光会比同样大小的冷恒星多，即使冷恒星发出的光几乎都是红光，但由于上文提到的归一化处理，这一点在本图中并不明显。光谱中的暗窄斑块是恒星大气中的原子和离子造成的吸收线。光谱线的强度取决于恒星大气的温度。以波长 656.5 纳米的氢线为例。该图中的所有恒星都主要由氢构成，但对于最热和最冷的恒星来说，656.5 nm处的氢线很弱，而对于光谱类型为A和F的恒星来说，氢线最强。这是因为在A和F恒星大气层的温度下，氢在656.5 nm处比在较热或较冷的恒星中吸收更多的光。
这里最冷的恒星，即 M 型恒星，其光谱中的吸收带很宽。这是因为这颗恒星足够冷，大气中含有氧化钛等化合物。这些化合物在天文学中通常被称为分子，它们会产生比原子或离子更宽的光谱吸收特征。
来源： IAU OAE/SDSS/Niall Deacon
词汇表:
光谱类型 , 光谱 , 波长
分类：
恒星
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恒星光谱类型
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图注： 按光谱类型排列的七颗恒星的光谱，从顶部的最热（O 型）到底部的最冷（M 型）。x 轴表示光的波长，y 轴表示该波长接收到的光通量。每个光谱都经过归一化处理（每个波长的光通量除以该光谱的最大光通量），然后将光谱沿 y 轴相互偏移，以便于观察。400 纳米到 700 纳米之间的线条颜色大致与人眼看到的该波长光线的颜色一致。在 400 纳米以下和 700 纳米以上，人眼几乎看不到光，因此这两条线的颜色分别为蓝色和红色。
较热的恒星在光谱的蓝端有更多的通量，较冷的恒星在红端有更多的通量。不过，恒星发射的通量总量取决于它的大小和温度。因此，一颗热恒星发出的红光会比同样大小的冷恒星多，即使冷恒星发出的光几乎都是红光，但由于上文提到的归一化处理，这一点在本图中并不明显。光谱中的尖锐窄滴是由恒星大气中的原子和离子引起的吸收线。光谱线的强度取决于恒星大气的温度。以波长 656.5 纳米的氢线为例。该图中的所有恒星都主要由氢构成，但对于最热和最冷的恒星来说，656.5 nm处的氢线很弱，而对于光谱类型为A和F的恒星来说，氢线最强。这是因为在A和F恒星大气层的温度下，氢在656.5 nm处比在较热或较冷的恒星中吸收更多的光。
这里最冷的恒星，即 M 型恒星，其光谱中的吸收带很宽。这是因为这颗恒星足够冷，大气中含有氧化钛等化合物。这些化合物在天文学中通常被称为分子，它们会产生比原子或离子更宽的光谱吸收特征。
来源： IAU OAE/SDSS/Niall Deacon
词汇表:
光谱类型 , 光谱 , 波长
分类：
恒星
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一颗 M 型恒星的光谱
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图注： M 型恒星 2MASS J15581272+8457104 的光谱。波长在 400 纳米到 700 纳米之间的光谱线的颜色大致与人眼看到的该波长光线的颜色一致。波长低于 400 纳米和高于 700 纳米时，人眼几乎看不到光，这两条线分别被染成蓝色和红色。
黑线显示的是恒星大气中不同元素的原子、离子和分子造成的光谱吸收线。这些原子、离子和分子会吸收特定波长的光线，从而在光谱中形成尖锐的暗线。这些线条的强度取决于恒星大气层的温度。如果两颗恒星的大气层温度不同，那么由相同元素混合而成的两颗恒星的光谱中可能会出现截然不同的光谱线。M 型恒星的大气层足够冷，可以形成一些化合物。这些化合物通常在天文学中被称为分子，尽管它们在化学中并不是严格意义上的分子。这些分子会在 M 型恒星的光谱中产生如此之多的谱线，以至于这些谱线看起来会合并成巨大的条带，从而从光谱中去除一大块。在 M 型恒星中，氧化钛在可见光中有大量这样的波段，占据了光谱的大部分区域。
来源： IAU OAE/SDSS/Niall Deacon
词汇表:
光谱 , 波长 , M 型星
分类：
恒星
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一颗 K 型恒星的光谱
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图注： K 型恒星 2MASS J19554455+4754531 的光谱。波长在 400 纳米到 700 纳米之间的光谱线的颜色大致与人眼看到的该波长光线的颜色一致。波长低于 400 纳米和高于 700 纳米时，人眼几乎看不到光，光谱线分别被染成蓝色和红色。
黑线表示恒星大气中不同元素的原子和离子造成的光谱吸收线。这些原子和离子会吸收特定波长的光，从而在光谱中形成尖锐的暗线。这些线条的强度取决于恒星大气层的温度。如果两颗恒星的大气层温度不同，那么由相同元素混合而成的两颗恒星的光谱中可能会出现大相径庭的线条。K 型恒星的光谱主要由铁、钠和钙等金属原子构成。金属原子的谱线非常多，多到无法逐一标出，以至于光谱看起来波澜不惊、参差不齐。氢原子和钙离子的谱线比更热的 G 型恒星要弱得多。
来源： IAU OAE/SDSS/Niall Deacon
词汇表:
K 型星 , 光谱 , 波长
分类：
恒星
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