在天文學裡,有“紅巨星”和“藍巨星”,前者呈暗紅色,溫度較低,通常屬於老年恆星;而後者的溫度極高,是年輕恆星的典範。 當一顆恆星度過它漫長的青壯年期——主序星階段，步入老年期時，它將首先變為一顆紅巨星。稱它為“巨星”，是突出它的體積巨大。在巨星階段，恆星的體積將膨脹到十億倍。稱它為“紅”巨星，是因為在這恆星迅速膨脹的同時，它的外表面離中心越來越遠，所以溫度將隨之而降低，發出的光也就越來越偏紅。不過，雖然溫度降低了一些，可紅巨星的體積是如此之大，它的光度也變得很大，極為明亮。肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。紅巨星一旦形成，就朝恆星的下一階段——白矮星進發。當外部區域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終核心溫度將超過一億度，點燃氦聚變。最後的結局將在中心形成一顆白矮星。 藍巨星也是有的，但數量遠少於紅巨星。和紅巨星一樣，藍巨星也都是體積過大的恆星，它們的持續階段是比較短, 只有數千萬年的光景，但原因並不完全一樣.藍巨星是高質量的主序星, 其內部的核反應速率很大, 很快就離開了主序. 而紅巨星是恆星主序後的氦和更重原子核燃燒的階段, 產能速率很大, 而能源則不足(氦和更重原子核聚變產能的潛力已經很小了), 所以持續時間不長.物體的熱輻射和溫度有著一定的函式關係(在天文學裡,有“紅巨星”和“藍巨星”,前者呈暗紅色,溫度較低,通常屬於老年恆星;而後者的溫度極高,是年輕恆星的典範)。 在銀河系中，疏散星團一般有年輕的藍巨星組成，並且靠近銀道面，因而屬於星族I。球狀星團有紅巨星和天琴座RR型星組成，這些恆星按演化來說要年老得多。此外，球狀星團既遠離銀道面，又靠近銀心，所以它被列為星族II。與疏散星團不同，球狀星團的特徵是極端穩定，它們不僅密集，星數眾多，遠遠超過疏散星團而且年齡也大的多——大約在50億年以上。由觀測得知，球狀星團擁有大量紅巨星和天琴座RR星。有一個球狀星團甚至還包含著行星狀星雲。上述各類天體的年齡均比疏散星團中的藍星高的多。這兩類星團的相對年齡可由兩者典型的顏色—光度圖之間的差別清楚地反映出來。
在天文學裡,有“紅巨星”和“藍巨星”,前者呈暗紅色,溫度較低,通常屬於老年恆星;而後者的溫度極高,是年輕恆星的典範。 當一顆恆星度過它漫長的青壯年期——主序星階段，步入老年期時，它將首先變為一顆紅巨星。稱它為“巨星”，是突出它的體積巨大。在巨星階段，恆星的體積將膨脹到十億倍。稱它為“紅”巨星，是因為在這恆星迅速膨脹的同時，它的外表面離中心越來越遠，所以溫度將隨之而降低，發出的光也就越來越偏紅。不過，雖然溫度降低了一些，可紅巨星的體積是如此之大，它的光度也變得很大，極為明亮。肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。紅巨星一旦形成，就朝恆星的下一階段——白矮星進發。當外部區域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終核心溫度將超過一億度，點燃氦聚變。最後的結局將在中心形成一顆白矮星。 藍巨星也是有的，但數量遠少於紅巨星。和紅巨星一樣，藍巨星也都是體積過大的恆星，它們的持續階段是比較短, 只有數千萬年的光景，但原因並不完全一樣.藍巨星是高質量的主序星, 其內部的核反應速率很大, 很快就離開了主序. 而紅巨星是恆星主序後的氦和更重原子核燃燒的階段, 產能速率很大, 而能源則不足(氦和更重原子核聚變產能的潛力已經很小了), 所以持續時間不長.物體的熱輻射和溫度有著一定的函式關係(在天文學裡,有“紅巨星”和“藍巨星”,前者呈暗紅色,溫度較低,通常屬於老年恆星;而後者的溫度極高,是年輕恆星的典範)。 在銀河系中，疏散星團一般有年輕的藍巨星組成，並且靠近銀道面，因而屬於星族I。球狀星團有紅巨星和天琴座RR型星組成，這些恆星按演化來說要年老得多。此外，球狀星團既遠離銀道面，又靠近銀心，所以它被列為星族II。與疏散星團不同，球狀星團的特徵是極端穩定，它們不僅密集，星數眾多，遠遠超過疏散星團而且年齡也大的多——大約在50億年以上。由觀測得知，球狀星團擁有大量紅巨星和天琴座RR星。有一個球狀星團甚至還包含著行星狀星雲。上述各類天體的年齡均比疏散星團中的藍星高的多。這兩類星團的相對年齡可由兩者典型的顏色—光度圖之間的差別清楚地反映出來。