当核部 的氢已全部化为氦时，失去热核反应，因此，向心的引力可以一直向内压下 去，结果核部因受高压而收缩，并逐渐变热变稠密。温度增高后外层体积剧 烈膨胀。这样就变成了有体积很大的外壳、气体较稀松的、表面温度低而色 泽较红的红巨星。这意味着它快进入老年星的阶段，属于星族Ⅱ（即第二星 族）。我们的太阳现今已满 50 亿岁，核部有正常的热核反应，属于黄色星， 列 G2级。50 亿年以后，它有 100 亿岁，可能也会变为一颗红巨星，遮蔽整个 天空。可见，红巨星是白矮星的前身，亮度最大。银河星系内红巨星很多。 白矮星（white dwarf star）是一种低光度、高密度、高温度的恒星， 因颜色呈白色，体积小，故名白矮星。是演化到老年期的恒星。希普曼曾测 过 100 多颗白矮星，发现光谱内有氢线，类型 A 型，属于中温热星。他还注 意到：如果白矮星半径长相当于太阳半径的 1.03%，它的质量则约相当于太 阳的 75%；如果它的半径长相当于太阳的 1.27%，它的质量则约相当于太阳的 55%。一般地说，白矮星质量如果拥有太阳质量 80%时，它的半径长度可能只 有 70 公里。它的密度每立方厘米有 1000 公斤，大得惊人！ 白矮星是红巨星长期演化的结果，亮度很低，密度极大。上文所述天琴 座内环状星云的中心有一颗白色小星，就是白矮星。已发现的白矮星超过 1000。 从以上可以看出，当恒星离开主星序后，也就是当恒星已结束热核反应 时，即开始演化。演化共分四个阶段：（A）当恒星核部的氢已完全燃烧化为 氦，恒星开始燃烧外壳内的氢，星光突然加强；（B）核内氢已烧完，失去向 外的压力，出现引力塌缩，恒星核部受压而增温，直致使氦被点燃。在点燃 之前，亮度很低；点燃以后亮度大增。最亮时相当于 1 万颗太阳同时在天空 出现；（ C）当核内氦燃烧完尽时，只能燃烧外壳以取得能。这时便已成为 一颗红巨星。以后，能量减弱，红巨星摇晃摆动，很不安定，最后把外壳射 出，抛入太空；（D）外壳抛弃后，已不是红巨星。引力塌缩，温度急剧增加， 表面温度可达 3 万°K，但亮度（光度）却急剧降低，类似一颗小型太阳。这 时已化为一颗白矮星。如果继续塌缩，也可能成为中子星。 中子星与脉冲星中子星（neutron star）是主要由中子和少量质子、电 子组成的超密型恒星。为处于演化晚期的恒星。脉冲星（pulsar）是一种年 轻的快速自转的中子星。由于它能发射短而强的射电脉冲，又称做快速脉冲 射电源，或脉冲射电源。 脉冲星于 1967 年 10 月发现。它是一种不能目见的恒星，望远镜里也很 难望见。它能发射出稳定的脉冲式电磁波，周期稳定而且十分短，介于 0.002～3.7 秒间。脉冲持续大致介于 0.002～0.5 秒间。脉冲星距地球星很 远，由 300 光年到 6 万光年或更多些。据专家研究，脉冲星的体积不大，半 径长度可能只有 10 公里。但其密度很高，每立方厘米物质达 1 亿吨以上，甚 至可达 10 亿吨，这在地球星上是找不到的。其表面超高温，温度可达 1 亿° K。亮度不高，只及太阳百万倍。但具有超强磁场，磁场强度达 1 亿特斯拉以 上。 所谓脉冲（Pulse），就是间歇性的射电。每次射电就是一次脉冲讯号 （pulsed signals），每次讯号所占有的时间是脉冲的宽度（pulse width）， 每两次讯号之间的时间叫做“间脉冲”（interpulse）。有人说，脉冲星可 能有定时系统。为什么会这样呢？如果我们把中子星比作建在海岬尖端上的 一座灯塔，塔内的灯光旋转照射，海面上船舶每隔数秒钟可以望见这塔内的 灯光。中子星自转时应该能连续发出射电及 X 射线来，为什么只能看到类似 灯塔式的间歇性发光呢？应该说，灯塔内的光是连续地发光的，只是假设灯 外的塔在连续地旋转，塔上有一窗口处才可以射出光亮，因此途经这里的海 船仅能看到间歇性的光亮了。中子星也就具有类似的结构。
假定中子星每经 若干时间自转一周，就可以有一次射电讯号，即脉冲电波。据推侧它的自转 轴同磁轴有倾角，角度很小。射电波由有倾角的磁轴射出，因此有周期；另 一种说法，中子星外有一由磁场组成的外壳，等离子体（plasma）由磁壳表 面上射出，故有周期性。现今已知，“脉冲周期”就是中子星的“自转周期”。 现今在天球视面上已找到许多射电源，这射电源在望远镜里却看不见。 有人用 X 射线照得蟹状星云（Crab Nebula）一帧影象，显示这件星云中心 有一光点，由这里射出的电波十分强烈。据说那个小光点就是一颗脉冲星。 其脉冲周期是 0.033 秒，这就是中子星自转一周所需用的时间。所谓蟹状星 云，就是往日一颗超新星爆炸（而不是由于红巨星的爆炸）后的残余气体。 公元 1054 年 7 月 4 日（宋仁宗至和元年），这颗超新星突然爆炸，成为昼间 可以望见的一颗亮星，视星等为-5 等。昼间可见有 23 日之久。夜间可见达 650 日之久。这星位于金牛座内，距地球星为 6500 光年。把这数加上去，正 确的爆炸时间应该是在公元前 5550 年前后。这星爆炸后，出现大片紊乱网络 状云气，极不规则，在太空飘荡，类似蟹壳内的状态，因此叫做蟹状星云。 爆炸后向外扩展，每秒前进超过 1000 公里，现今仍继续膨胀。据推测，这星 云中心的那颗中子星，O 型，蓝色，表面温度有数万°K。有人把它叫做宇宙 钟，因为它发出的信号极有规律而无休止。这中子星供应这星云所需要的一 切能量，它每日射出的 X 射线能量比它每日辐射的光热能量可大 100 倍。 综上所述，恒星演化可分为四个阶段：第一个阶段是主序星，第二个阶 段是红巨星，第三个阶段是超巨星，第四个阶段是白矮星。 恒星由炽热的星云或发光的星云演化而成。当星云刚演化成为恒星时， 温度不高，表面温度不到 3000°K，核部热核反应尚未开始，这时为红色星， 又因其体积不大，是矮星。因此，初生的恒星全是红矮星。后来，吸取更多 的星云后体积加大，并使外部压力加强，内部出现高温，点燃核部原子氢。 有了氢能，该星即进入主序，由下端向上升，氢能愈富，亮度愈大，在主序 上的位置也愈高。 先说主序和主序星。所谓主序（main sequence），是恒星光谱序，恒星 的生命开始后最早的一段路线。首先在这一段路线上开始演化。能够进入主 序的恒星，先由矮星（dwarf star）开始。所谓矮星是银河星系最多的一种 恒星，也叫做主序星（main sequence stars），通常用 V 来表示。恒星的温 度可以点燃核部内的氢，立即成为主序上一颗星。它继续演化，增加体积， 增高温度及亮度，可持续数 10 亿或 100 多亿年之久而后离开主序，化为其他 恒星，例如红巨星，再变为超巨星。放弃外壳以后，改为白矮星。这是恒星 演化的顺序，相当于人由幼年、青年、壮年、老年四大阶段，有先后演化的 顺序。 所谓矮星，例如我们的太阳。典型的矮星表面温度为 5750°K，半径为 695000 公里，质量为 2×1033克，光度为 4×1033尔格/秒。大多数矮星的质 量和半径与上述数据差不甚多，但光度有很大的变化，有 O 型也有 B 型，比 太阳的亮度也有千倍万倍不等。温度也有巨大的差异，由 35000°K 的 O 型； 也可以低到 M 型，只有太阳的亮度的万分之一，表面温度为 3500°K。它们 所含的氢与氦的百分比相当稳定，变化少。 赫罗图丹麦天文学家赫茨普龙（Ejnar Hertzsprung，1873～1967）及美 国天文学家罗素（Henry Norris Russell，1877～1957）在 1905～1913 年间， 两人各自独立创制出表示恒星的亮度（绝对星等）与光谱型的关系图，后来 称作赫茨普龙-罗素图，简称赫罗图。他们把太阳附近的、凡距地球星不超过 30 光年的恒星都画在这图以内，以区别它们的类型。 M：主序与主序星。S：太阳。亮度是 1。G：超巨星。D：白矮星。 赫罗图有两个坐标，垂直的 Y 轴在图的左边，水平的 X 轴在图的下边。Y 轴标示绝对星等的亮度。太阳的亮度是 1，最上方 106是 1000000 个太阳同时 发光的亮度。104就是 10000 个太阳同时发光的亮度。在底侧 X 轴上标示星的 光谱及星球表面温度（°K）。光谱型由左到右分别为 O 型到M 型。即 O型（50000 °K）、B 型（20000°K）、A 型（9000°K）、F 型（7000°K）、G 型（5500 °K）、K 型（4000°K）、M 型（2500°K）。
在赫罗图中，太阳的位置在主序线下段，相当于垂直坐标上 1 等及水平 坐标上 G 型。太阳的后方全是红矮星，太阳的前方温度与亮度都比太阳高， 有南河三、牵牛星、北落师门（Fomalhaut）、天狼星、织女星、轩辕十四 （Regulus）、角宿一、天津四（Deneb）及参宿七（Rigel）等。在赫罗图中， 位于主序线上的恒星全是消耗氢能的恒星。 绝对星等低于+1 等的叫做矮星。所谓红矮星，是指光度最低而且表面最 冷的矮星，分别出现在青年星类（指星族Ⅰ）及老年星类（指星族Ⅱ）内。 红矮星是宇宙内分布最普遍的星类，银河星系内有，“河外星系”内也有。 赫罗图上所列的全是太阳附近的红矮星，寿命很长的，但它们产生的核能量 很微。如果红矮星的质量不及太阳质量的 6%，它就没有资格被列入主序之 内。进一步看，用红外线去探测低温的红矮星，它全部辐射近 2000°K，而 且全是红外线，可见光波段内只有红光，成为呈现暗红色的矮星。 红巨星体积大些，亮度却有极明显的增加，而且大于主序上的恒星，所 以它们在赫罗图中位于右上角的下方。它们属于亮星，例如大角星、五车二 等，其亮度和星型前文已提及。 超红巨星的位置在赫罗图中右上角的上方，即在红巨星的上方，星大而 且亮。最热的可达 30000°K，最冷的可低至 3000°K。亮度可大于太阳光亮 的一万倍或百万倍。高温超红巨星的半径比太阳长 20 倍，低温超红巨星的半 径比太阳长 300 倍，或者更大。例如天津四，这是北天星座中最大的一颗恒 星，其次是参宿七、参宿四等。 超红巨星抛弃外壳后，就进入第四阶段，成为白矮星，它的位置在赫罗 图中的左下角，在主序线的左下方。再进一步演化，化为黑矮星，在太空内 与其他星体相撞，崩解分裂后，化为尘埃，组成黑暗星云，例如煤袋。 球状星团与疏散星团星团是相互距离较近，而且相互有引力关系的，在 地球星视面上的投影聚在一起的集团星。银河星系内有两类星团：一是球状 星团（globular clus-ster）；另一是疏散星团（open cluster）。二者都 是各自成类的星团。 所谓球状星团，是指由几千颗到几十万颗恒星密集在一起形成的外形呈 球状的星团，这是一群老年恒星（属于星族Ⅱ），它们的年龄都超过 100 亿 岁。它们受引力束缚，环绕银心进行公转。星团直径超过 100 光年。星团外 层星稀，内层星密，平均密度比太阳附近的恒星密度大 50 倍；中心密度更大， 达 1000 倍。从望远镜里只看见一团白光，分不清颗粒，这是星团内云气反射 的光，并非全是星团内恒星的光。据估计，每立方光年的空域，其中只容纳 一两颗恒星。各星相距可能有半个光年，相当于 3 万多个天文单位或 4 万亿 公里。但是远望时，却只见密密稠稠，彼此挤在一起。 球状星团不在银盘以内，而在银盘上方或下方，相距很远。银盘内恒星 比球形星团年幼，显示银盘的出现远较球形星团为晚。距地球星最远的球状 星团可远达 160000 光年。距地球星最近的球状星团是 M4，约 6000 光年。银 河星系内已发现这样的球状星团有 131 座，在其他星系中也有发现。仙女座 星系内有 30 多座球状星团。有些球状星团位于星系与星系之间的空域内。全 天最亮的球状星团是半人马座奥米伽星团（希腊字母中最后一个是ω，读“奥 米伽”），编号为 NGC5139。球状星团内恒星不是静止的，环绕公共中心而 运行，秒速可达 400 公里。然而这速度小于球状星团的逃逸速度，因此，质 量减损很慢。 球状星团由球形云气演化而成，它不成为一颗大恒星，而形成为排列整 齐的数十万颗恒星，各自有它自己的引力中心，同时又有星团共同的引力中 心。球状星团内无 O 型星，也无 B 型星。 疏散星团的外貌并无固定的形式，星数也不多，由数十颗到数百颗，绝 大部分分布在银道面附近。已发现的疏散星团数超过一千。疏散星团内的恒 星多为新星，属于蓝光星，O 型。星团直径为 5～30 光年。成员年龄为几百 万年或几十亿年。距地球星最近的疏散星团是毕星团，为 130 光年，离地球 星最远的是暗星团，为 16000 光年或更远。著名的疏散星团之一是昴星团 （Pleiades），又称七姊妹星团。距地球星 410 光年。年龄已有 5000 万年。 星团内有极丰富的云气，其中恒星约有 300 颗，全是新星，蓝光星，属于星 族Ⅰ。 新星与超新星新星（nova，复数是 novae）不是新生的星，而是指一颗 恒星忽然爆发，亮度增加千倍、万倍或百万倍，星等增加 7～16 等的星。通 常由双星内一颗较大的星忽然把大量物质加到较小的（通常是白矮星）星体 上，使之亮度突然大增。以前看不见，是一颗暗星突然加亮，忽然可以目见， 这就是新星。新星随后又会缓慢地衰减到原来的亮度。银河系和其他星系中 都可以产生新星，据估计，银河星系中每年产生 30～50 颗新星。 所谓超新星（supernova，复数是 supernovae），是指一颗恒星突然爆 炸时，体积及亮度增加千万倍或一亿倍，星等增加 17 等以上的新星。超新星 爆发的结果是恒星的“死亡”，因为其大部分质量在爆炸中被抛入空中，成 为云气，向外连续膨胀而散失，剩下的核部可能形成中子星或黑洞。 超新星有两个型：（A）光谱内无氢，质量较小而膨胀速度较高；（B） 光谱内有氢，质量较大，膨胀速度较低。如超新星只爆炸去小部分，星体可 继续生存。超新星如大量爆炸，爆炸后星体死亡，残余部分演化为中子星。 宇宙空间内重元素来自超新星爆炸。超新星实例很多，如 1972 年内河外星系 NGC5252，突然出现一颗大星，亮度竟类似那座星系，1959 年还尚无此新星。 又如，1987 年 2 月 23 日大麦哲伦云内一颗超新星爆炸，这新星距地球星有 15 万光年远，说明爆炸还是发生在 15 万年前的事，现在才传到地球星表面。 爆炸的超新星定名为大麦哲伦云 1987A 星。 麦哲伦云麦哲伦云是一座距银河星系最近的也是最早确认的河外星系， 是大麦哲伦云（Large Magellanic Clo-ud）和与其相距不远的小麦哲伦云 （Small MagellanicClo-ud）的总称。大麦哲伦云距地球星 16 万光年，视直 径为 7 度。所谓视直径就是角直径（angular diameter），质量相当于银河 星系质量的 1/7。小麦哲伦云距地球星 19 万光年，角直径 2 度，质量相当于 银河星系质量的 1/50。其中有恒星、星云、星团、双星。在地面上可以望见。 这大小麦哲伦云与银河星系本是同一组星系，因有激波而分裂成为三大区。 公元 1521 年葡萄牙航海家麦哲伦环球航行时首先看见这云，并作精确的记 录，当时叫做岬云（Cape Clouds），后来为纪念麦哲伦，才易为今名。 仙女座星系简称仙女星系（Andromeda Galaxy），位于仙女座方向的巨 大旋涡星系肉眼可以望见，是北半天球肉眼可见的最亮的和距地球最近的大 星系。视星等为+3.5 等。距地球星有 220 万光年。它的直径有 16 万光年， 相当于银河星系直径 1.5 倍。因为是旋涡星系，有密集的核、旋臂、星系盘、 星系晕。它也有自转，每 1800 万年自转一周，同银河星系差不多。质量相当 于两千亿颗太阳，在宇宙星系内属于 Sb 型。其中包含有蓝光星、球状星团、 疏散星团、特别亮的超红巨星、行星状星云、发射星云、暗星云等，更有老 年星，属于星族Ⅱ。这星系中心一片白光，全是老年星。 其核心主要由 K 型超巨星组成，它在法国天文学家梅西叶所编的星表中 编号为 M31，在《星云星图新总表》中编号为 NGC224。 M31 星系有两个伴星系，都是独立的星系，一个距离近的叫做 M32 （NGC221），另一个距离较远的叫做 NGC205。都是椭圆形的。三者组成仙女 三重星系。 小熊座熊尾巴尖的位移小熊星座（Ursa Minor）有七颗星。其中四颗排 成“口”字形，这是“小熊”的身体，其余三颗构成“小熊”尾巴，尾巴尖 上一颗星叫做“北极星”（Polaris）。北极星是小熊座阿耳法（α UMi）， 中国天文学家叫它“勾陈一”或“北辰”。它距北天极（也叫做天北极，中 国人远在 2500 年前就已知北天极）很近，不及 1 度。据推测，到公元 2012 年，北极星距北天极只有 27.5 分，不及半度。由此以后，距离渐远，延至公 元 14000 年前后，织女星将成为北极星。
这现象完全是由于岁差（precession of the egui-noxes）引起的。 所谓岁差，指“春分点”在黄道上每年向西退的角度。这角度很小，不 到 1 分，只有 50 度 29 秒。天球内“黄道面”是水平的。“黄道轴”在黄道 面上垂直。这两项都是固定不变。地球星赤道面扩大与天球相切，形成天赤 道，天赤道面与黄道面相交的两点，就是春分点（Vernal equinox）及秋分 点（Autum nal equinox）。地球星在轨道上公转，由西向东前进，一方面受 太阳的引力，一方面又受月球的引力，尤其是地球星有一个向外膨胀的赤道 部，更容易受到日球及月球的吸引，使地球星前进受阻，从而前进的速度放 缓，出现春分点西退或西移的现象。 赤道面对于黄道面有倾斜，其间交角是 23 度 26 分。地轴向外延伸，接 触天球视面之点叫做北天极（或天北极 North celestial pole），在下的叫 做南天极（或天南极，South celestial pole）。北天极与北黄极（North eclipticpole）之间的交角，也是 23 度 26 分，等于赤道面与黄道面之间的 交角。北天极与黄道面之间的交角是 66 度 34 分。北天极在天球视面并非固 定，它不断地移动，绕着北黄极作环状运动，每环绕一周，需时约达 25800 年。西方学者指出这现象是北天极向西移，中国学者叫它是“岁差”，即春 分点与秋分点向西移动。名词各异，意义相同。 北斗七星各奔东西，将来不为斗形北斗七星是大熊星座内的亮星。西方 各国对于北斗七星各有不同的名称，中文名称最美。中国俗语“北斗七星一 把勺”，人人都认识。其斗柄包括三星，斗体包括四星。斗柄三星由外向内 依次是瑶光、开阳、玉衡，瑶光位于勺把尖端；斗体四星中外侧二星由上到 下是天枢及天璇，内侧二星由上到下是天现及天权。 天枢最亮，是大熊星座阿耳法，视星等为+1.95 等。它是北斗一，西名 Dubhe，与天璇（北斗二，西名β，beta）合为指极星（Pointers），天枢单 独行动。今后向东移，愈东移，距其他六星愈远。其他五星天璇、天玑、天 权、玉衡、开阳是一伙，一齐向西进。开阳附近有一小恒星，叫做“辅”（Alcor） 也跟着开阳向西移。位于勺把尖上的瑶光却单独地向东南方移。因此，到 20 万年以后，天球视面上不再会有勺形排列的北斗七星。