ผลต่างระหว่างรุ่นของ "ดาวฤกษ์"

เนื้อหาที่ลบ เนื้อหาที่เพิ่ม

ในบรรทัด

รุ่นแก้ไขเมื่อ 10:44, 7 กรกฎาคม 2562

ย่านก่อตัวของดาวฤกษ์ในดาราจักรเมฆแมเจลแลนใหญ่ ภาพจาก NASA/ESA

ดาวฤกษ์ คือโฮกปิ๊ปที่เป็นก้อนพลาสมาสว่างขนาดใหญ่ที่คงอยู่ได้ด้วยแรงโน้มถ่วง ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด คือ ดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นแหล่งพลังงานหลักของโลก เราสามารถมองเห็นดาวฤกษ์อื่น ๆ ได้บนท้องฟ้ายามราตรี หากไม่มีแสงจากดวงอาทิตย์บดบัง ในประวัติศาสตร์ ดาวฤกษ์ที่โดดเด่นที่สุดบนทรงกลมท้องฟ้าจะถูกจัดเข้าด้วยกันเป็นกลุ่มดาว และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดจะได้รับการตั้งชื่อโดยเฉพาะ นักดาราศาสตร์ได้จัดทำบัญชีรายชื่อดาวฤกษ์เพิ่มเติมขึ้นมากมาย เพื่อใช้เป็นมาตรฐานในการตั้งชื่อดาวฤกษ์

ตลอดอายุขัยส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์ มันจะเปล่งแสงได้เนื่องจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ฟิวชั่นที่แกนของดาว ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานจากภายในของดาว จากนั้นจึงแผ่รังสีออกไปสู่อวกาศ ธาตุเคมีเกือบทั้งหมดซึ่งเกิดขึ้นโดยธรรมชาติและหนักกว่าฮีเลียมมีกำเนิดมาจากดาวฤกษ์ทั้งสิ้น โดยอาจเกิดจากการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ระหว่างที่ดาวยังมีชีวิตอยู่ หรือเกิดจากการสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวาหลังจากที่ดาวฤกษ์เกิดการระเบิดหลังสิ้นอายุขัย นักดาราศาสตร์สามารถระบุขนาดของมวล อายุ ส่วนประกอบทางเคมี และคุณสมบัติของดาวฤกษ์อีกหลายประการได้จากการสังเกตสเปกตรัม ความสว่าง และการเคลื่อนที่ในอวกาศ มวลรวมของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดหลักในลำดับวิวัฒนาการและชะตากรรมในบั้นปลายของดาว ส่วนคุณสมบัติอื่นของดาวฤกษ์ เช่น เส้นผ่านศูนย์กลาง การหมุน การเคลื่อนที่ และอุณหภูมิ ถูกกำหนดจากประวัติวิวัฒนาการของมัน แผนภาพคู่ลำดับระหว่างอุณหภูมิกับความสว่างของดาวฤกษ์จำนวนมาก ที่รู้จักกันในชื่อ ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ (H-R ไดอะแกรม) ช่วยทำให้สามารถระบุอายุและรูปแบบวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ได้

ดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นจากเมฆโมเลกุลที่ยุบตัวโดยมีไฮโดรเจนเป็นส่วนประกอบหลัก รวมไปถึงฮีเลียม และธาตุอื่นที่หนักกว่าอีกจำนวนหนึ่ง เมื่อแก่นของดาวฤกษ์มีความหนาแน่นมากเพียงพอ ไฮโดรเจนบางส่วนจะถูกเปลี่ยนเป็นฮีเลียมผ่านกระบวนการนิวเคลียร์ฟิวชั่นอย่างต่อเนื่อง^[1] ส่วนภายในที่เหลือของดาวฤกษ์จะนำพลังงานออกจากแก่นผ่านทางกระบวนการแผ่รังสีและการพาความร้อนประกอบกัน ความดันภายในของดาวฤกษ์ป้องกันมิให้มันยุบตัวต่อไปจากแรงโน้มถ่วงของมันเอง เมื่อเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่แก่นของดาวหมด ดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อย 0.4 เท่าของดวงอาทิตย์^[2] จะพองตัวออกจนกลายเป็นดาวยักษ์แดง ซึ่งในบางกรณี ดาวเหล่านี้จะหลอมธาตุที่หนักกว่าที่แก่นหรือในเปลือกรอบแก่นของดาว จากนั้น ดาวยักษ์แดงจะวิวัฒนาการไปสู่รูปแบบเสื่อม มีการรีไซเคิลบางส่วนของสสารไปสู่สสารระหว่างดาว สสารเหล่านี้จะก่อให้เกิดดาวฤกษ์รุ่นใหม่ซึ่งมีอัตราส่วนของธาตุหนักที่สูงกว่า^[3]

ระบบดาวคู่และระบบดาวหลายดวงประกอบด้วยดาวฤกษ์สองดวงหรือมากกว่านั้นซึ่งยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง และส่วนใหญ่มักจะโคจรรอบกันในวงโคจรที่เสถียร เมื่อดาวฤกษ์ในระบบดาวดังกล่าวสองดวงมีวงโคจรใกล้กันมากเกินไป ปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวฤกษ์อาจส่งผลกระทบใหญ่หลวงต่อวิวัฒนาการของพวกเราให้เกิดประโยชน์นำมาซึ่งการปฏิสัมพันธ์ในเซลล์ร่างกายในภาชนะแห่งนี้ให้เกิดออร่าแผ่อณูแห่งแสงวงจรกระทบ^[4] ดาวฤกษ์สามารถรวมตัวกันเป็นส่วนหนึ่งอยู่ในโครงสร้างขนาดใหญ่ที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง เช่น กระจุกดาว หรือ ดาราจักร ได้

ประวัติการสังเกต

ดาวฤกษ์มีความสำคัญอย่างยิ่งต่ออารยธรรมต่าง ๆ ทั่วโลกมานับแต่อดีตกาล โดยเป็นส่วนหนึ่งของพิธีกรรมทางศาสนา เป็นองค์ประกอบสำคัญในศาสตร์ของการเดินเรือ รวมไปถึงการกำหนดทิศทาง นักดาราศาสตร์ยุคโบราณส่วนใหญ่เชื่อว่าดาวฤกษ์อยู่นิ่งกับที่บนทรงกลมสวรรค์ และไม่มีการเปลี่ยนแปลงใด ๆ จากความเชื่อนี้ทำให้นักดาราศาสตร์จัดกลุ่มดาวฤกษ์เข้าด้วยกันเป็นกลุ่มดาวต่าง ๆ และใช้กลุ่มดาวเหล่านี้ในการตรวจติดตามการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ รวมถึงเส้นทางการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์^[5] ตำแหน่งการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับกลุ่มดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลัง (และเส้นขอบฟ้า) นำมาใช้ในการกำหนดปฏิทินสุริยคติ ซึ่งสามารถใช้เพื่อกำหนดกิจวัตรในทางการเกษตรได้^[7] ปฏิทินเกรกอเรียน ซึ่งใช้กันอยู่แพร่หลายในโลกปัจจุบัน จัดเป็นปฏิทินสุริยคติที่ตั้งอยู่บนพื้นฐานของมุมของแกนหมุนของโลกโดยเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุด คือ ดวงอาทิตยบะลั่กๆอุกๆจุๆวู้ๆ

งได้ก่อตั้งสถาบันวิจัยหอดูดาวขนาดใหญ่แห่งแรก โดยมีวัตถุประสงค์หลักในการจัดทำแรอกคี) และดาราะสัมผัสกับดาวอีกดวงหนึ่ง และปรากฏให้เห็นเป็นภาพต่อเนื่องกันด้วยผลของการหักเหจากสารที่อยู่เหนือโลก เขาอ้างอิงจากหลักฐานการสังเกตจากปรากฏการณ์ดาวล้อมเดือนของดาวพฤหัสบดีและดาวอังคาร เมื่อราวฮ.ศ. 500 (ค.ศ. 1106/1107) ^[8] โอเย้ๆ

นักดาราศาสตร์ยุโรปในยุคต้น ๆ อาทิ ไทโค บราเฮ ได้ค้นพบดาวฤกษ์ใหม่ปรากฏบนท้องฟ้ากลางคืน (ต่อมาเรียกชื่อว่า โนวา) และเสนอว่า แท้จริงแล้วสรวงสวรรค์ไม่ใช่เปลี่ยนแปลงมิได้ ปี ค.ศ. 1584 จิออร์ดาโน บรูโน เสคุรุส^[9] เช่นเดียวกับนักจักรวาลวิทยาชาวอิสลามในยุคกลาง^[10] อย่างเช่น ฟาคีร์ อัลดิน อัลราซี^[11] เมื่อล่วงมาถึงศตวรรษต่อมา แนวคิดที่ว่าดาวฤกษ์เป็นเหมือนกับดวงอาทิตย์ที่อยู่ห่างไกลออกไป ได้เป็นที่ยอมรับในหมู่นักดาราศาสตร์ ไอแซก นิวตัน เสนอแนวคิดเพื่ออธิบายว่าเหตุใดดาวฤกษ์จึงไม่มีแรงดึงดูดผูกพันกับระบบสุริยะ เขาคิดว่าดาวฤกษ์แต่ละดวงกระจัดกระจายกันอยู่ในระยะห่างเท่า ๆ กัน ซึ่งได้รับการสนับสนุนจากนักเทววิทยา ริชาร์ด เบนท์ลีย์^[12]

นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี เจมิเนียโน มอนทานารี ได้บันทึกผลสังเกตการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างของดาวอัลกอลในปี ค.ศ. 1667 เอ็ดมันด์ ฮัลเลย์ ตีพิมพ์ผลการวัดความเร็วแนวเล็งของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงกันคู่หนึ่ง เพื่อแสดงให้เห็นว่ามีการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของดาวนับจากช่วงเวลาที่ทอเลมีกับฮิปปาร์คัส นักดาราศาสตร์กรีกโบราณ เคยบันทึกเอาไว้ การวัดระยะทางระหว่างดาวโดยตรงครั้งแรกทำโดย ฟรีดดริค เบสเซล ในปี ค.ศ. 1838 โดยใช้วิธีพารัลแลกซ์กับดาว 61 Cygni ซึ่งอยู่ห่างไป 11.4 ปีแสง การตรวจวัดด้วยวิธีพารัลแลกซ์นี้ช่วยให้มนุษย์ทราบระยะทางอันกว้างใหญ่ระหว่างดวงดาวต่าง ๆ บนสรวงสวรรค์^[13]

วิลเลียม เฮอร์เชล เป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่พยายามตรวจหาการกระจายตัวของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1780 เขาได้ทำการตรวจวัดดวงดาวในทิศทางต่าง ๆ มากกว่า 600 แบบ และนับจำนวนดาวฤกษ์ที่มองเห็นในแต่ละทิศทางนั้น ด้วยวิธีนี้เขาพบว่า จำนวนของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้นอย่างสม่ำเสมอไปทางด้านหนึ่งของท้องฟ้า คือในทิศทางที่มุ่งเข้าสู่ใจกลางของทางช้างเผือก จอห์น เฮอร์เชล บุตรชายของเขาได้ทำการศึกษาซ้ำเช่นนี้อีกครั้งในเขตซีกโลกใต้ และพบผลลัพธ์ที่เป็นไปในทิศทางเดียวกัน^[14] นอกเหนือจากผลสำเร็จด้านอื่น ๆ แล้ว วิลเลียม เฮอร์เชลได้รับยกย่องจากผลสังเกตของเขาครั้งนี้ว่า มีดาวฤกษ์บางดวงไม่ได้อยู่บนแนวเส้นสังเกตอันเดียวกัน แต่มีดาวอื่นใกล้เคียงซึ่งเป็นระบบดาวคู่

ศาสตร์การศึกษาสเปกโทรสโกปีของดาวฤกษ์เริ่มบุกเบิกโดย โจเซฟ ฟอน ฟรอนโฮเฟอร์ และแองเจโล เซคคี โดยการเปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวฤกษ์เช่น เปรียบดาวซิริอุสกับดวงอาทิตย์ พวกเขาพบว่ากำลังและจำนวนของเส้นดูดกลืนสเปกตรัมของดาวมีความแตกต่างกัน คือส่วนของแถบมืดในสเปกตรัมดาวฤกษ์ที่เกิดจากการดูดกลืนคลื่นความถี่เฉพาะอันเป็นผลจากบรรยากาศ ปี ค.ศ. 1865 เซคคีเริ่มต้นจัดประเภทของดาวฤกษ์ตามลักษณะสเปกตรัมของมัน^[15] อย่างไรก็ดี รูปแบบการจัดประเภทดาวฤกษ์ดังที่ใช้กันอยู่ในยุคปัจจุบันได้พัฒนาขึ้นโดย แอนนี เจ. แคนนอน ในระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1900

การเฝ้าสังเกตดาวคู่เริ่มมีความสำคัญมากยิ่งขึ้นในช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 19 ในปี ค.ศ. 1834 ฟรีดดริค เบสเซล ได้เฝ้าสังเกตการเปลี่ยนแปลงความเร็วแนวเล็งของดาวซิริอุส และสรุปว่ามันมีดาวคู่ที่ซ่อนตัวอยู่ เอ็ดเวิร์ด พิคเคอริ่งค้นพบการแยกสีของดาวคู่เป็นครั้งแรกในปี ค.ศ. 1899 ขณะที่กำลังสังเกตการกระจายแสงตามรอบเวลาของดาวมิซาร์ซึ่งมีช่วงเวลา 104 วัน รายละเอียดการเฝ้าสังเกตระบบดาวคู่อื่น ๆ ก็เพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ โดยนักดาราศาสตร์หลายคน เช่น วิลเลียม สตรูฟ และ เอส. ดับเบิลยู เบิร์นแฮม และทำให้สามารถคำนวณมวลของดาวฤกษ์ได้จากองค์ประกอบวงโคจรของมัน ความสำเร็จแรกในการคำนวณวงโคจรของระบบดาวคู่จากการสังเกตการณ์ทางกล้องโทรทรรศน์ทำได้โดย เฟลิกซ์ ซาวารี ในปี ค.ศ. 1827^[16]

การศึกษาดาวฤกษ์มีความก้าวหน้าขึ้นอย่างมากตลอดช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 20 ภาพถ่ายกลายเป็นเครื่องมือสำคัญที่มีค่ายิ่งสำหรับการศึกษาทางดาราศาสตร์ คาร์ล สวาซชิลด์ค้นพบว่า สีของดาวฤกษ์ซึ่งหมายถึงอุณหภูมิของมันนั้น สามารถตรวจสอบได้โดยการเปรียบเทียบค่าความส่องสว่างปรากฏกับความสว่างในภาพถ่าย มีการพัฒนาโฟโตมิเตอร์แบบโฟโตอิเล็กทริกซึ่งช่วยให้การตรวจวัดความสว่างที่ความยาวคลื่นหลาย ๆ ช่วงทำได้แม่นยำยิ่งขึ้น ปี ค.ศ. 1921 อัลเบิร์ต เอ. มิเชลสัน ได้ทำการตรวจวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ได้เป็นครั้งแรกโดยใช้อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ของกล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์^[17]

ผลงานที่สำคัญในการศึกษาลักษณะทางกายภาพของดาวฤกษ์เกิดขึ้นในช่วงทศวรรษแรก ๆ ของคริสต์ศตวรรษที่ 20 ในปี ค.ศ. 1913 ได้มีการพัฒนาไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ ซึ่งช่วยกระตุ้นการศึกษาด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์ของดาวฤกษ์มากยิ่งขึ้น แบบจำลองเกี่ยวกับโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์และวิวัฒนาการของดาวก็ได้รับการพัฒนาขึ้นจนสำเร็จ รวมไปถึงการพยายามอธิบายสเปกตรัมของดาวซึ่งสามารถทำได้โดยความก้าวหน้าอย่างยิ่งของควอนตัมฟิสิกส์ ทั้งหมดนี้นำไปสู่การอธิบายองค์ประกอบทางเคมีของชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์อีกด้วย^[18]

นอกเหนือจากซูเปอร์โนวาแล้ว ได้มีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวจำนวนมากในดาราจักรต่าง ๆ ที่อยู่ในกลุ่มท้องถิ่นของทางช้างเผือก^[19] โดยเฉพาะอย่างยิ่งการเฝ้าสังเกตทางช้างเผือกในส่วนที่สามารถมองเห็นได้ (ดังที่ได้แสดงในบัญชีรายชื่อดาวฤกษ์เท่าที่พบในดาราจักรทางช้างเผือก^[20]) แต่ยังมีดาวฤกษ์ที่เฝ้าสังเกตบางดวงอยู่ในดาราจักร M100 ในกระจุกดาราจักรหญิงสาว ซึ่งอยู่ห่างจากโลกไปราว 100 ล้านปีแสง^[21] เราสามารถที่จะมองเห็นกระจุกดาวภายในกระจุกดาราจักรยวดยิ่งท้องถิ่น กล้องโทรทรรศน์ในยุคปัจจุบันโดยทั่วไปสามารถใช้สังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวจาง ๆ ในกระจุกดาราจักรท้องถิ่นได้ ดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลที่สุดที่เคยเฝ้าสังเกตอยู่ไกลออกไปนับหลายร้อยล้านปีแสง^[22] (ดูเพิ่มเติมใน ดาวเซเฟอิด) อย่างไรก็ดี ยังไม่เคยมีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวหรือกระจุกดาวอื่นใดที่อยู่พ้นจากกระจุกดาราจักรยวดยิ่งของเราออกไปเลย นอกจากภาพถ่ายจาง ๆ ภาพเดียวที่แสดงถึงกระจุกดาวขนาดใหญ่อันประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายแสนดวง อยู่ห่างออกไปมากกว่าหนึ่งพันล้านปีแสง^[23] ซึ่งไกลเป็นสิบเท่าของระยะห่างของกระจุกดาวไกลที่สุดที่เคยมีการสังเกตการณ์มา

การตั้งชื่อ

หลักการเกี่ยวกับกลุ่มดาวเป็นที่รู้จักกันมานานแล้วตั้งแต่ยุคสมัยบาบิโลน ผู้ที่เฝ้าสังเกตท้องฟ้ายามราตรีในยุคโบราณจินตนาการรูปร่างการรวมตัวของดวงดาวออกมาเป็นรูปแบบต่าง ๆ กัน และนำมาเกี่ยวโยงกับตำนานปรัมปราตามความเชื่อของตน มีกลุ่มดาว 12 รูปแบบเรียงตัวกันอยู่ตามแนวสุริยวิถี ในเวลาต่อมากลุ่มดาวทั้ง 12 กลุ่มนี้กลายเป็นพื้นฐานของวิชาโหราศาสตร์^[24] นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ที่แยกจากกลุ่มอีกจำนวนหนึ่งที่โดดเด่น ก็ได้รับการตั้งชื่อให้ด้วย โดยมากเป็นชื่อในภาษาอารบิกหรือภาษาละติน

นอกเหนือไปจากกลุ่มดาวและดวงอาทิตย์แล้ว บรรดาดวงดาวทั้งหมดก็มีตำนานเป็นของตัวเองด้วย^[25] ตามความเชื่อของชาวกรีกโบราณ ดวงดาวบางดวง หรือที่แท้คือ ดาวเคราะห์ (ภาษากรีกโบราณว่า πλανήτης (planētēs) หมายถึง "ผู้พเนจร") เป็นตัวแทนของเทพเจ้าองค์สำคัญหลายองค์ ซึ่งชื่อของเทพเจ้าเหล่านั้นก็เป็นที่มาของชื่อดาวด้วย เช่น ดาวพุธ (เมอร์คิวรี) ดาวศุกร์ (วีนัส) ดาวอังคาร (มาร์ส) ดาวพฤหัสบดี (จูปิเตอร์) และดาวเสาร์ (แซทเทิร์น) ^[25] สำหรับดาวยูเรนัสและเนปจูนก็เป็นชื่อของตำนานเทพเจ้ากรีกและตำนานเทพเจ้าโรมันเช่นเดียวกัน แม้ในอดีตดาวทั้งสองนี้ยังไม่เป็นที่รู้จัก เพราะมันมีความสว่างต่ำมาก แต่นักดาราศาสตร์ในยุคหลังก็ตั้งชื่อดาวทั้งสองตามชื่อของเทพเจ้าด้วยเช่นกัน

คริสต์ทศวรรษ 1600 มีการใช้ชื่อของกลุ่มดาวไปใช้ตั้งชื่อดาวฤกษ์อื่นที่พบอยู่ในย่านฟ้าเดียวกัน นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน โยฮัน เบเยอร์ ได้สร้างชุดแผนที่ดาวขึ้นชุดหนึ่ง เขาใช้อักษรกรีกในการตั้งรหัสดาวแต่ละดวงในกลุ่มดาว ต่อมา จอห์น เฟลมสตีด คิดค้นระบบตัวเลขประสมเข้าไปโดยอ้างอิงจากค่าไรต์แอสเซนชั่นของดาว เขาจัดทำรายชื่อดาวไว้ในหนังสือ "Historia coelestis Britannica" (ฉบับปี ค.ศ. 1712) ในเวลาต่อมาระบบตัวเลขนี้เป็นที่รู้จักในชื่อ ระบบการตั้งชื่อดาวฤกษ์ของเฟลมสตีด หรือ ระบบตัวเลขเฟลมสตีด^[26]^[27]

ภายใต้กฎหมายอวกาศ หน่วยงานเพียงแห่งเดียวซึ่งเป็นที่ยอมรับทั่วโลกว่ามีอำนาจหน้าที่ในการตั้งชื่อวัตถุท้องฟ้าต่าง ๆ คือ สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล^[28] ยังมีบริษัทเอกชนอีกจำนวนหนึ่งที่อ้างการจำหน่ายชื่อแก่ดวงดาว (ดังเช่น "สำนักจดทะเบียนดาวฤกษ์ระหว่างประเทศ") อย่างไรก็ดี ชื่อจากองค์กรเหล่านี้ไม่เป็นที่ยอมรับจากชุมชนวิทยาศาสตร์ และไม่มีใครใช้ด้วย^[28] นักวิทยาศาสตร์เห็นว่าองค์กรเหล่านี้เป็นพวกหลอกลวงที่ต้มตุ๋นประชาชนทั่วไปซึ่งไม่เข้าใจกระบวนการตั้งชื่อดาวฤกษ์^[29] แต่กระนั้น ลูกค้าที่ทราบเรื่องนี้ก็ยังคงมีความปรารถนาที่จะตั้งชื่อดาวฤกษ์ด้วยตนเอง^[30]

หน่วยวัด

คุณลักษณะของดาวฤกษ์โดยมากจะระบุโดยใช้มาตราเอสไอ หรืออาจมีที่ใช้มาตราซีจีเอสบ้างจำนวนหนึ่ง (ตัวอย่างเช่น การระบุค่าความส่องสว่างเป็น เออร์กต่อวินาที) ค่าของมวล ความส่องสว่าง และรัศมี มักระบุในหน่วยของดวงอาทิตย์ โดยอ้างอิงจากคุณลักษณะของดวงอาทิตย์ ดังนี้

มวลดวงอาทิตย์:	${\begin{smallmatrix}M_{\odot }=1.9891\times 10^{30}\end{smallmatrix}}$ กก.^[31]
ความสว่างดวงอาทิตย์:	${\begin{smallmatrix}L_{\odot }=3.827\times 10^{26}\end{smallmatrix}}$ วัตต์^[31]
รัศมีดวงอาทิตย์:	${\begin{smallmatrix}R_{\odot }=6.960\times 10^{8}\end{smallmatrix}}$ ม.^[32]

สำหรับหน่วยความยาวที่ยาวมาก ๆ เช่นรัศมีของดาวฤกษ์ยักษ์ หรือค่ากึ่งแกนเอกของระบบดาวคู่ มักระบุโดยใช้หน่วยดาราศาสตร์ (AU) ซึ่งมีค่าโดยประมาณเท่ากับระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ (ประมาณ 150 ล้านกิโลเมตร หรือ 93 ล้านไมล์)

กำเนิดและวิวัฒนาการ

ดาวฤกษ์จะก่อตัวขึ้นภายในเขตขยายของมวลสารระหว่างดาวที่มีความหนาแน่นสูงกว่า ถึงแม้ว่าความหนาแน่นนี้จะยังคงต่ำกว่าห้องสุญญากาศบนโลกก็ตาม ในบริเวณนี้ซึ่งเรียกว่า เมฆโมเลกุล และประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ โดยมีฮีเลียมราวร้อยละ 23-28 และธาตุที่หนักกว่าอีกจำนวนหนึ่ง ตัวอย่างหนึ่งของบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์อยู่ในเนบิวลานายพราน^[33] และเมื่อดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ก่อตั้งขึ้นจากเมฆโมเลกุล ดาวฤกษ์เหล่านี้ก็ได้ให้ความสว่างแก่เมฆเหล่านี้ นอกจากนี้ยังเปลี่ยนไฮโดรเจนให้กลายเป็นไอออน ทำให้เกิดบริเวณที่เรียกว่า บริเวณเอช 2

การก่อตัวของดาวฤกษ์ก่อนเกิด

จุดกำเนิดของดาวฤกษ์เกิดขึ้นจากแรงโน้มถ่วงที่ไม่เสถียรภายในเมฆโมเลกุล โดยมากมักเกิดจากคลื่นกระแทกจากซูเปอร์โนวา (การระเบิดขนาดใหญ่ของดาวฤกษ์) หรือจากการแตกสลายของดาราจักรสองแห่งที่ปะทะกัน (เช่นในดาราจักรชนิดดาวกระจาย) เมื่อย่านเมฆนั้นมีความหนาแน่นเพียงพอจนถึงขอบเขตความไม่เสถียรของฌ็อง มันจึงยุบตัวลงด้วยแรงโน้มถ่วงภายในของมันเอง^[34]

ขณะที่เมฆโมเลกุลยุบตัวลง ฝุ่นและแก๊สหนาแน่นก็เข้ามาเกาะกลุ่มอยู่ด้วยกัน เรียกว่า กลุ่มเมฆบอก ยิ่งกลุ่มเมฆยุบตัวลง ความหนาแน่นภายในก็เพิ่มสูงขึ้นเรื่อย ๆ พลังงานจากแรงโน้มถ่วงถูกแปลงไปกลายเป็นความร้อนซึ่งทำให้อุณหภูมิสูงยิ่งขึ้น เมื่อเมฆดาวฤกษ์ก่อนเกิดนี้ดำเนินไปจนกระทั่งถึงสภาวะสมดุลของอุทกสถิต จึงเริ่มมีดาวฤกษ์ก่อนเกิดก่อตัวขึ้นที่ใจกลาง^[35] ดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลักมักจะมีแผ่นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดล้อมรอบอยู่ ช่วงเวลาของการแตกสลายด้วยแรงโน้มถ่วงนี้กินเวลาประมาณ 10-15 ล้านปี

ดาวฤกษ์ยุคแรกที่มีมวลน้อยกว่า 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ จะเรียกว่าเป็นดาวประเภท T Tauri ส่วนพวกที่มีมวลมากกว่านั้นจะเรียกว่าเป็น ดาวเฮอร์บิก Ae/Be ดาวฤกษ์เกิดใหม่เหล่านี้จะแผ่ลำพลังงานของแก๊สออกมาตามแนวแกนการหมุน ซึ่งอาจช่วยลดโมเมนตัมเชิงมุมของดาวฤกษ์ที่กำลังยุบตัวลงและทำให้กลุ่มเมฆเรืองแสงเป็นหย่อม ๆ ซึ่งรู้จักกันในชื่อ วัตถุเฮอร์บิก-ฮาโร^[36]^[37] ลำแก๊สเหล่านี้ เมื่อประกอบกับการแผ่รังสีจากดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่อยู่ใกล้เคียง อาจช่วยขับกลุ่มเมฆซึ่งปกคลุมอยู่รอบดาวฤกษ์ที่ดาวนั้นก่อตั้งอยู่ออกไป^[38]

แถบลำดับหลัก

ช่วงเวลากว่า 90% ของดาวฤกษ์จะใช้ไปในการเผาผลาญไฮโดรเจนเพื่อสร้างฮีเลียมด้วยปฏิกิริยาแรงดันสูงและอุณหภูมิสูงที่บริเวณใกล้แกนกลาง เรียกดาวฤกษ์เหล่านี้ว่าเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ในแถบลำดับหลักหรือดาวแคระ นับแต่ช่วงอายุเป็น 0 ในแถบลำดับหลัก สัดส่วนฮีเลียมในแกนกลางดาวจะเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ผลที่เกิดขึ้นตามมาเพื่อการรักษาอัตราการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นในแกนกลางคือ ดาวฤกษ์จะค่อย ๆ มีอุณหภูมิสูงขึ้นและความส่องสว่างเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ^[39] ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์มีค่าความส่องสว่างเพิ่มขึ้นนับจากเมื่อครั้งเข้าสู่แถบลำดับหลักครั้งแรกเมื่อ 4,600 ล้านปีก่อนราว 40%^[40]

ดาวฤกษ์ทุกดวงจะสร้างลมดาวฤกษ์ ซึ่งประกอบด้วยอนุภาคเล็ก ๆ ของแก๊สที่ไหลออกจากดาวฤกษ์ไปในห้วงอวกาศ โดยมากแล้วมวลที่สูญเสียไปจากลมดาวฤกษ์นี้ถือว่าน้อยมาก แต่ละปีดวงอาทิตย์จะสูญเสียมวลออกไปประมาณ 10^-14 เท่าของมวลดวงอาทิตย์^[41] หรือคิดเป็นประมาณ 0.01% ของมวลทั้งหมดของมันตลอดช่วงอายุ แต่สำหรับดาวฤกษ์มวลมากอาจจะสูญเสียมวลไปราว 10⁻⁷ ถึง 10⁻⁵ เท่าของมวลดวงอาทิตย์ต่อปี ซึ่งค่อนข้างส่งผลกระทบต่อวิวัฒนาการของตัวมันเอง^[42] ดาวฤกษ์ที่มีมวลเริ่มต้นมากกว่า 50 เท่าของมวลดวงอาทิตย์อาจสูญเสียมวลออกไปราวครึ่งหนึ่งของมวลทั้งหมดตลอดช่วงเวลาที่อยู่ในแถบลำดับหลัก^[43]

ระยะเวลาที่ดาวฤกษ์จะอยู่บนแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลเชื้อเพลิงตั้งต้นกับอัตราเผาผลาญเชื้อเพลิงของดาวฤกษ์นั้น ๆ กล่าวอีกนัยหนึ่งคือมวลตั้งต้นและความส่องสว่างของดาวฤกษ์นั่นเอง สำหรับดวงอาทิตย์ ประมาณว่าจะอยู่บนแถบลำดับหลักประมาณ 10¹⁰ ปี ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะเผาผลาญเชื้อเพลิงในอัตราเร็วมากและมีอายุสั้น ขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็ก ระ) จะเผาผลาญเชื้อเพลิงในอัตราที่ช้ากว่าและสามารถอยู่บนแถบลำดับหลักได้นานหลายหมื่นหรือหลายแสนล้านปี ซึ่งในบั้นปลายของอายุ มันจะค่อย ๆ หรี่จางลงเรื่อย ๆ ^[2] อย่างไรก็ดี อายุของเอกภพที่ประมาณการไว้ในปัจจุบันอยู่ที่ 13,700 ล้านปี ดังนั้นจึงไม่อาจค้นพบดาวฤกษ์ดังที่กล่าวมานี้ได้

นอกเหนือจากมวล องค์ประกอบของธาตุหนักที่หนักกว่าฮีเลียมก็มีบทบาทสำคัญต่อวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เช่นกัน ในทางดาราศาสตร์ ธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมจะเรียกว่าเป็น "โลหะ" และความเข้มข้นทางเคมีของธาตุเหล่านี้จะเรียกว่า ค่าความเป็นโลหะ ค่านี้มีอิทธิพลต่อช่วงเวลาที่ดาวฤกษ์เผาผลาญเชื้อเพลิง รวมถึงควบคุมการกำเนิดสนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์^[44] และมีผลต่อความเข้มของลมดาวฤกษ์ด้วย^[45] ดาวฤกษ์ชนิดดารากร 2 ซึ่งมีอายุเก่าแก่กว่าจะมีค่าความเป็นโลหะน้อยกว่าดาวฤกษ์รุ่นใหม่ หรือดาวฤกษ์แบบดารากร 3 เนื่องมาจากองค์ประกอบที่มีอยู่ในเมฆโมเลกุลอันดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นมานั่นเอง ยิ่งเวลาผ่านไป เมฆเหล่านี้จะมีส่วนประกอบของธาตุหนักเข้มข้นขึ้นเรื่อย ๆ เมื่อดาวฤกษ์เก่าแก่สิ้นอายุขัยและส่งคืนสารประกอบภายในชั้นบรรยากาศของมันกลับไปในอวกาศ และระเบิดออกมา กลายเป็นโกโก้ครันซ์อ

หลังแถบลำดับหลัก

เมื่อดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อย 0.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์^[2] หมดไฮโดรเจนในแกนกลาง พื้นผิวชั้นนอกของมันจะขยายตัวอย่างมากและดาวจะเย็นลง ซึ่งเป็นการก่อตั้งของดาวยักษ์แดง ยกตัวอย่างเช่น อีกภายใน 5 พันล้านปี เมื่อดวงอาทิตย์กลายเป็นดาวยักษ์แดง มันจะขยายตัวออกจนมีรัศมีสูงสุดราว 1 หน่วยดาราศาสตร์ (150,000,000 กม.) หรือคิดเป็นขนาด 250 เท่าของขนาดในปัจจุบัน และเมื่อดวงอาทิตย์กลายเป็นดาวยักษ์แดง มันจะสูญเสียมวลไปราว 30% ของมวลดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน^[40]^[46]

ในดาวยักษ์แดงที่มีมวลมากถึง 2.25 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ปฏิกิริยาฟิวชั่นไฮโดรเจนจะยังคงดำเนินต่อไปในพื้นผิวเปลือกรอบแกนกลาง^[47] ในที่สุด แกนกลางจะบีบอัดจนกระทั่งเริ่มปฏิกิริยาฟิวชั่นฮีเลียม และดาวฤกษ์จะมีรัศมีหดตัวลงอย่างต่อเนื่องและมีอุณหภูมิพื้นผิวสูงขึ้น ในดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่านี้ พื้นที่แกนกลางจะเปลี่ยนจากการฟิวชั่นไฮโดรเจนไปเป็นการฟิวชั่นฮีเลียมโดยตรง^[48]

หลังจากดาวฤกษ์ได้ใช้ฮีเลียมที่แกนกลางจนหมด ปฏิกิริยาฟิวชั่นจะยังคงดำเนินต่อไปในเปลือกหุ้มแกนกลางซึ่งประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจน ดาวฤกษ์นั้นก็จะยังคงดำเนินต่อไปในเส้นทางวิวัฒนาการคู่ขนานไปกับระยะดาวยักษ์แดงในช่วงแรก แต่มีอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่ามาก

ดาวมวลมาก

ไฟล์:Betelgeuse star (Hubble).jpg

ดาวบีเทลจุส เป็นดาวยักษ์ใหญ่แดง ซึ่งกำลังจะสิ้นอายุขัย

ระหว่างช่วงการเผาผลาญฮีเลียมของดาวฤกษ์เหล่านี้ ดาวมวลมากซึ่งมีมวลมากกว่า 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะพองตัวออกจนกระทั่งกลายเป็นดาวยักษ์ใหญ่แดง เมื่อเชื้อเพลิงที่แกนกลางของดาวยักษ์ใหญ่แดงหมด พวกมันจะยังคงฟิวชั่นธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม

แกนกลางจะหดตัวลงต่อไปจนกระทั่งมีอุณหภูมิและความดันเพียงพอที่จะฟิวชั่นคาร์บอน กระบวนการดังกล่าวดำเนินต่อไป ต่อด้วยกระบวนการใช้นีออนเป็นเชื้อเพลิง ตามด้วยออกซิเจนและซิลิคอน เมื่ออายุขัยของดาวฤกษ์ใกล้จะสิ้นสุด ฟิวชั่นจะสามารถเกิดขึ้นไปพร้อม ๆ กับชั้นเปลือกหัวหอมจำนวนมากภายในดาวฤกษ์ เปลือกเหล่านี้จะฟิวชั่นธาตุที่แตกต่างกัน โดยเปลือกชั้นนอกสุดจะฟิวชั่นไฮโดรเจน ชั้นต่อไปฟิวชั่นฮีเลียม เป็นเช่นนี้ไปเรื่อย ๆ ^[49]

ดาวฤกษ์เข้าสู่ระยะสุดท้ายของอายุขัยเมื่อมันเริ่มผลิตเหล็ก เนื่องจากนิวเคลียสของเหล็กมียึดเหนี่ยวระหว่างกันอย่างแน่นหนากว่านิวเคลียสที่หนักกว่าใด ๆ ถ้าหากเหล็กถูกฟิวชั่นก็จะไม่ก่อให้เกิดการปลดปล่อยพลังงานแต่อย่างใด แต่ในทางกลับกัน กระบวนการดังกล่าวต้องใช้พลังงาน เช่นเดียวกัน นับตั้งแต่เหล็กยึดเหนี่ยวอย่างแน่นหนากว่านิวเคลียสที่เบากว่าทั้งหมด พลังงานจึงไม่สามารถถูกปลดปล่อยออกมาโดยปฏิกิริยาฟิชชั่นได้ ในดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างมีอายุและมวลมาก แกนกลางขนาดใหญ่ของดาวจะประกอบด้วยเหล็กเพิ่มมากขึ้น ธาตุที่หนักกว่าในดาวฤกษ์เหล่านี้จะยังคงถูกส่งขึ้นมายังพื้นผิว ก่อให้เกิดวัตถุวิวัฒนาการซึ่งเป็นที่รู้จักกันว่า ดาวฤกษ์วูล์ฟ-ราเยท์ ซึ่งมีลมดาวฤกษ์หนาแน่นเกิดขึ้นบริเวณบรรยากาศชั้นนอก^[47]

การยุบตัว

เมื่อถึงขั้นนี้ ดาวฤกษ์มวลปานกลางซึ่งวิวัฒนาการแล้วจะสลัดพื้นผิวชั้นนอกออกมาเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ หากสิ่งที่เหลือจากบรรยากาศชั้นนอกที่ลอยกระจายออกไปมีมวลน้อยกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มันจะยุบตัวลงจนกลายเป็นวัตถุขนาดค่อนข้างเล็ก (มีขนาดเท่ากับขนาดของโลก) ซึ่งไม่มีมวลมากพอที่จะมีแรงกดดันเกิดขึ้นไปมากกว่านี้อีก หรือที่รู้จักกันว่า ดาวแคระขาว^[50] สสารเสื่อมอิเล็กตรอนภายในดาวแคระขาวจะไม่ใช่พลาสม่าอีกต่อไป ถึงแม้ว่าดาวฤกษ์จะหมายความถึงทรงกลมซึ่งประกอบไปด้วยพลาสม่าก็ตาม ในที่สุด ดาวแคระขาวก็จะจางลงจนกลายเป็นดาวแคระดำ หลังจากเวลาผ่านไป

ในดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่า ปฏิกิริยาฟิวชั่นจะยังคงดำเนินต่อไปจนกระทั่งแกนกลางเหล็กมีขนาดใหญ่ขึ้นอย่างมาก (มีมวลมากกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) จนกระทั่งมันไม่สามารถรองรับมวลอันมหาศาลของตัวมันเองได้ แกนกลางนี้จะยุบตัวลงอย่างเฉียบพลัน เมื่ออิเล็กตรอนเข้าไปอยู่ในโปรตอน ทำให้เกิดนิวตรอนและนิวตริโนในการสลายให้อนุภาคบีตาผกผันหรือการจับยึดอิเล็กตรอน คลื่นกระแทกอันเกิดจากการยุบตัวกะทันหันนี้ได้ทำให้ส่วนที่เหลือของดาวฤกษ์ระเบิดออกเป็นซูเปอร์โนวา ซูเปอร์โนวามีความสว่างมากเสียจนแสงสว่างของมันบดบังแสงจากดาวฤกษ์ทั้งหมดในดาราจักรที่ดาวนั้นอยู่ และเมื่อซูเปอร์โนวาเกิดขึ้นในดาราจักรทางช้างเผือก ในประวัติศาสตร์ ซูเปอร์โนวาได้รับการสังเกตโดยผู้สังเกตการณ์ด้วยตาเปล่าว่าเป็น "ดาวฤกษ์ดวงใหม่" ที่ซึ่งไม่เคยเกิดขึ้นมาก่อน^[51]

สสารส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์จะถูกระเบิดออกจากการระเบิดซูเปอร์โนวา (ทำให้เกิดเนบิวลา อย่างเช่น เนบิวลาปู^[51]) และส่วนที่เหลืออยู่จะกลายมาเป็นดาวนิวตรอน (ซึ่งในบางครั้งมีคุณสมบัติชัดเจน อย่างเช่น พัลซาร์ หรือ ดาวระเบิดรังสีเอกซ์) หรือในกรณีของดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่ที่สุด (มีขนาดใหญ่มากพอที่การระเบิดออกยังคงเหลือซากที่มีมวลโดยประมาณอย่างน้อย 4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ดาวฤกษ์เหล่านี้จะกลายไปเป็นหลุมดำ^[52] สสารที่อยู่ในดาวนิวตรอนจะอยู่ในสถานะที่เรียกกันว่า สสารเสื่อมนิวตรอน กับรูปแบบของสสารเสื่อมอื่นที่ประหลาดกว่านั้น เช่น สสารควาร์ก เกิดขึ้นที่แกนกลาง ส่วนสถานะของสสารภายในหลุมดำนั้นในปัจจุบันยังไม่เป็นที่เข้าใจเลย

พื้นผิวชั้นนอกส่วนที่ถูกระเบิดออกจากดาวที่ตายแล้วรวมไปถึงธาตุหนักซึ่งอาจเป็นสารเริ่มต้นระหว่างการก่อตั้งของดาวฤกษ์ดวงใหม่ได้ ธาตุหนักเหล่านี้ทำให้เกิดดาวเคราะห์หิน การไหลออกจากซูเปอร์โนวาและลมดาวฤกษ์ได้มีส่วนสำคัญในการก่อให้เกิดมวลสารระหว่างดาว^[51]

การกระจายตัว

นอกจากดาวนาเม็กที่อยู่อย่างโดดเดี่ยว ระบบดาวหลายดวงมักประกอบด้วยดาวฤกษ์ตั้งแต่ 2 ดวงขึ้นไปที่เกี่ยวพันกันอยู่ด้วยแรงโน้มถ่วงดึงดูดระหว่างกัน ทำให้ต่างโคจรไปรอบกันและกัน ระบบดาวหลายดวงที่พบมากที่สุดคือ ระบบดาวคู่ แต่ก็มีระบบดาว 3 ดวงหรือมากกว่านั้นให้พบเห็นด้วยเช่นกัน ตามหลักการเสถียรภาพของวงโคจร ในระบบดาวหลายดวงมักแบ่งสัดส่วนการโคจรออกเป็นระดับชั้นซึ่งแต่ละชั้นมีลักษณะคล้ายกับระบบดาวคู่^[53] นอกจากนี้ยังมีระบบดาวที่ใหญ่ขึ้นไปอีกเรียกว่า กระจุกดาว ซึ่งประกอบด้วยกลุ่มของดาวฤกษ์ที่อยู่ด้วยกันอย่างหลวม ๆ อาจมีดาวเพียงไม่กี่ดวง ไปจนถึงกระจุกดาวทรงกลมที่มีดาวฤกษ์สมาชิกนับหลายร้อยหลายพันดวง

มีข้อสมมุติฐานมานานแล้วว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะเป็นสมาชิกอยู่ในระบบดาวหลายดวงที่มีแรงโน้มถ่วงดึงดูดระหว่างกัน ข้อสมมุติฐานนี้เป็นจริงอย่างมากกับดาวฤกษ์มวลมากประเภท O และ B ซึ่งเชื่อว่ากว่า 80% ของดาวฤกษ์ในประเภทนี้อยู่ในระบบดาวหลายดวง อย่างไรก็ดีมีการค้นพบระบบดาวเดี่ยวเพิ่มมากขึ้นโดยเฉพาะกับดาวฤกษ์ขนาดเล็ก เชื่อว่ามีเพียงประมาณ 25% ของดาวแคระแดงเท่านั้นที่มีดาวอื่นอยู่ในระบบเดียวกัน จากจำนวนดาวฤกษ์ทั้งหมดเป็นดาวแคระแดงไปถึง 85% ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในทางช้างเผือกก็เป็นดาวฤกษ์เดี่ยวมานับแต่ถือกำเนิด^[54]

ตลอดทั่วเอกภพ ดาวฤกษ์ไม่ได้กระจายตัวกันอยู่อย่างสม่ำเสมอ แต่มีการรวมกลุ่มอยู่ด้วยกันในลักษณะของดาราจักร รวมถึงส่วนของแก๊สและฝุ่นระหว่างดวงดาว ดาราจักรโดยทั่วไปมีดาวฤกษ์อยู่เป็นจำนวนหลายแสนล้านดวง และภายในเอกภพที่สังเกตได้ มีดาราจักรอยู่ทั้งสิ้นมากกว่าหนึ่งแสนล้านแห่ง^[55] แม้จะเชื่อกันว่า ดาวฤกษ์โดยทั่วไปควรอยู่ในดาราจักรแห่งใดแห่งหนึ่ง ทว่าก็มีการค้นพบดาวฤกษ์ที่อยู่ระหว่างดาราจักรด้วยเช่นกัน^[56] นักดาราศาสตร์คาดการณ์ว่า น่าจะมีดาวฤกษ์อยู่ทั้งสิ้นประมาณ 7 หมื่นล้านล้านล้านดวง (7×10²²) ภายในเอกภพที่สังเกตได้^[57]

ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกที่สุดนอกไปจากดวงอาทิตย์ คือดาวพร็อกซิมาคนครึ่งม้า ซึ่งอยู่ห่างไปประมาณ 39.9 ล้านล้านกิโลเมตร (10¹² กิโลเมตร) หรือประมาณ 4.2 ปีแสง แสงจากดาวพร็อกซิมาคนครึ่งม้าใช้เวลาเดินทาง 4.2 ปีจึงจะมาถึงโลก ถ้าเดินทางด้วยความเร็ววงโคจรของกระสวยอวกาศ (ประมาณ 5 ไมล์ต่อวินาที หรือประมาณ 30,000 กิโลเมตรต่อชั่วโมง) จะต้องใช้เวลาประมาณ 150,000 ปีจึงจะไปถึงดาวแห่งนั้น^[58] ระยะทางที่เอ่ยถึงนี้เป็นระยะทางภายในจานดาราจักรซึ่งครอบคลุมบริเวณระบบสุริยะ^[59] หากเป็นบริเวณใจกลางของดาราจักรหรือในกระจุกดาวทรงกลม ดาวฤกษ์จะอยู่ใกล้ชิดกันมากกว่านี้

เมื่อดาวฤกษ์ในบริเวณห่างไกลจากใจกลางดาราจักรอยู่ห่างกันขนาดนี้ จึงเชื่อว่าโอกาสที่ดาวฤกษ์จะปะทะกันมีค่อนข้างน้อย ขณะที่ในย่านซึ่งมีดาวฤกษ์อยู่อย่างหนาแน่นเช่นในกระจุกดาวทรงกลมหรือใจกลางดาราจักร การที่ดาวฤกษ์ปะทะกันถึงเป็นเรื่องสามัญที่เกิดขึ้นทั่วไป^[60] การปะทะของดาวฤกษ์นี้จะทำให้เกิดดาวฤกษ์ประหลาดชนิดใหม่ที่เรียกว่า ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน ซึ่งมีค่าอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่าดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักโดยทั่วไปในกระจุกดาวเดียวกันทั้งที่มีความส่องสว่างเท่ากัน^[61]

คุณสมบัติ

การอธิบายถึงคุณสมบัติต่าง ๆ ของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ล้วนอ้างอิงถึงมวลเริ่มต้นของดาว แม้กระทั่งคุณลักษณะอันละเอียดอ่อนเช่น การส่องสว่าง และขนาด ตลอดจนถึงวิวัฒนาการของดาว ช่วงอายุ และสภาพหลังจากการแตกดับ

อายุ

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีอายุอยู่ระหว่าง 1 พันล้านถึง 1 หมื่นล้านปี มีบ้างบางดวงที่อาจมีอายุถึง 13,700 ล้านปีซึ่งเป็นอายุโดยประมาณของเอกภพ ดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดเท่าที่ค้นพบขณะนี้คือ HE 1523-0901 ซึ่งมีอายุโดยประมาณ 13,200 ล้านปี^[62]^[63]

ยิ่งดาวฤกษ์มีมวลมากเท่าใด ก็จะยิ่งมีอายุสั้นเท่านั้น ทั้งนี้เนื่องจากดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะมีแรงดันภายในแกนกลางที่สูงกว่า ทำให้การเผาผลาญไฮโดรเจนเป็นไปในอัตราที่สูงกว่า ดาวฤกษ์มวลมากที่สุดมีอายุเฉลี่ยเท่าที่พบราว 1 ล้านปี ส่วนดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยที่สุด (ดาวแคระแดง) เผาผลาญพลังงานภายในตัวเองในอัตราที่ต่ำมาก และมีอายุอยู่ยาวนานตั้งแต่หลักพันล้านจนถึงหมื่นล้านปี^[64]^[65]

องค์ประกอบทางเคมี

เมื่อแรกที่ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น มันประกอบด้วยไฮโดรเจน 71% และฮีเลียม 27% โดยมวล^[66] กับสัดส่วนของธาตุหนักอีกเล็กน้อย โดยทั่วไปเราวัดปริมาณของธาตุหนักในรูปขององค์ประกอบเหล็กในชั้นบรรยากาศขาวฤกษ์คือ occultation โดยการตรวจวัดความส่องสว่างของดาวที่ลดลงเนื่องมาจากความสว่างของดวงจันทร์ (หรือจากความส่องสว่างที่เพิ่มขึ้นเมื่อมันปรากฏขึ้นใหม่) แล้วจึงนำมาคำนวณขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์นั้น^[67]

ขนาดของดาวฤกษ์เรียงตามลำดับตั้งแต่เล็กสุดคือ ดาวนิวตรอน มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางระหว่าง 20 ถึง 40 กิโลเมตร ไปจนถึงดาวยักษ์ใหญ่เช่น ดาวบีเทลจุสในกลุ่มดาวนายพราน ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่าดวงอาทิตย์ราว 650 เท่า คือกว่า 900 ล้านกิโลเมตร แต่ดาวบีเทลจุสยังมีความหนาแน่นต่ำกว่าดวงอาทิตย์ของเรา^[68]

การเคลื่อนที่

ลักษณะการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์เมื่อเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ของเรา สามารถให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์อย่างยิ่งในการเรียนรู้ถึงจุดกำเนิดและอายุของดาว รวมไปถึงโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาราจักรโดยรอบ องค์ประกอบการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ประกอบด้วย ความเร็วแนวเล็ง ที่วิ่งที่ดีสำหรับใช้ตรวจวัดพารัลแลกซ์ของดาวได้^[70]

เมื่อเราทราบอัตราการเคลื่อนที่ทั้งสองตัวนี้แล้ว ก็จะสามารถคำนวณความเร็วในการเคลื่อนที่อวกาศของดาวฤกษ์ดวงนั้นเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์หรือดาราจักรได้ ในบรรดาดาวฤกษ์ใกล้เคียงที่ตรวจวัด พบว่าดาวฤกษ์ชนิดดารากร 1 มีความเร็วต่ำกว่าดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าเช่น ดาวฤกษ์ชนิดดารากร 2 ดาวฤกษ์ในกลุ่มหลังมีระนาบโคจรที่ค่อนข้างใกล้เคียงกับระนาบดาราจักร^[71] เมื่อเปรียบเทียบจลนศาสตร์ของดาวฤกษ์ที่อยู่ในบริเวณใกล้เคียงกัน ทำให้เราสามารถจัดกลุ่มของดาวฤกษ์ได้ ซึ่งมีแนวโน้มที่ดาวฤกษ์ในกลุ่มเดียวกันจะกำเนิดมาจากเมฆโมเลกุลชุดเดียวกัน^[72]

สนามแม่เหล็ก

สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์เกิดขึ้นจากบริเวณภายในของดาวที่ซึ่งเกิดการไหลเวียนของการพาความร้อน การเคลื่อนที่นี้ทำให้ประจุในพลาสมาทำตัวเสมือนเป็นเครื่องกำเนิดไฟฟ้าแบบไดนาโม ซึ่งทำให้เกิดสนามแม่เหล็กแผ่ขยายออกมาภายนอกดวงดาว กำลังของสนามแม่เหล็กนี้แปรตามขนาดของมวลและองค์ประกอบของดาว ส่วนขนาดของกิจกรรมพื้นผิวสนามแม่เหล็กก็ขึ้นกับอัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์นั้น กิจกรรมที่พื้นผิวสนามแม่เหล็กนี้ทำให้เกิดจุดบนดาวฤกษ์ อันเป็นบริเวณที่มีสนามแม่เหล็กเข้มกว่าปกติและมีอุณหภูมิเฉลี่ยต่ำกว่าปกติ วงโคโรนาคือแนวสนามแม่เหล็กโค้งที่แผ่เข้าไปในโคโรนา ส่วนเปลวดาวฤกษ์คือการระเบิดของอนุภาคพลังงานสูงที่แผ่ออกมาเนื่องจากกิจกรรมพื้นผิวสนามแม่เหล็ก^[73]

ดาวฤกษ์ที่อายุน้อยและหมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วสูงมีแนวโน้มจะมีกิจกรรมพื้นผิวในระดับที่สูงเนื่องมาจากกำลังสนามแม่เหล็กของมัน สนามแม่เหล็กของดาวยังส่งอิทธิพลต่อลมดาวฤกษ์ด้วย โดยทำหน้าที่เหมือนตัวหน่วง ทำให้อัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์ช้าลงเมื่อดาวมีอายุมากขึ้น ดังนั้น ดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าเช่นดวงอาทิตย์ของเราจึงมีอัตราการหมุนรอบตัวเองที่ต่ำกว่า และมีกิจกรรมพื้นผิวที่น้อยกว่าดาวฤกษ์อายุเยาว์ ระดับของกิจกรรมพื้นผิวของดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองช้าค่อนข้างเปลี่ยนแปลงเป็นวงรอบและอาจหยุดกิจกรรมบางอย่างไปชั่วระยะเวลาหนึ่ง^[74] ช่วงเวลานี้เรียกว่า ช่วงต่ำสุดมอนเดอร์ ซึ่งดวงอาทิตย์ก็เคยผ่านระยะเวลานี้เป็นเวลา 70 ปี ที่ไม่มีกิจกรรมใด ๆ เกี่ยวกับจุดบนดวงอาทิตย์เกิดขึ้นเลย

มวล

หนึ่งในบรรดาดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดที่รู้จักกัน คือ Eta Carinae^[75] ซึ่งมีมวลมากกว่ามวลดวงอาทิตย์ราว 100-150 เท่า ช่วงอายุของมันสั้นมาก เพียงประมาณไม่กี่ล้านปีเท่านั้น ผลจากการศึกษากระจุกดาวอาร์เชสเมื่อเร็ว ๆ นี้แสดงให้เห็นว่า มวลขนาด 150 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จัดเป็นขีดจำกัดสูงสุดของดาวฤกษ์ในเอกภพในยุคปัจจุบัน^[76] สาเหตุของขีดจำกัดนี้ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่น่าจะมีความเกี่ยวข้องส่วนหนึ่งกับความส่องสว่างเอ็ดดิงตัน ซึ่งอธิบายถึงค่าความส่องสว่างสูงสุดที่สามารถแผ่ผ่านบรรยากาศของดาวฤกษ์ได้โดยไม่ยิงพวยแก๊สออกไปในอวกาศ

ดาวฤกษ์กลุ่มแรก ๆ ที่ก่อตัวขึ้นหลังจากเกิดบิกแบงอาจจะมีมวลมากกว่านั้น เช่น 300 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หรือสูงกว่า^[77] ทั้งนี้เนื่องจากมันไม่มีองค์ประกอบของธาตุที่หนักกว่าลิเธียมเลย อย่างไรก็ดี ดาวฤกษ์มวลมากยิ่งยวดเหล่านี้ (หรือดาวฤกษ์ชนิด population III) ได้สูญสลายไปจนหมดแล้ว มีแต่เพียงทฤษฎีที่กล่าวถึงเท่านั้น

ดาว AB Doradus C ซึ่งเป็นดาวคู่ของ AB Doradus A มีมวลประมาณ 93 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี จัดว่าเป็นดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดเท่าที่รู้จักซึ่งยังคงมีปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นดำเนินอยู่ภายในแกนกลาง^[78] ด้วยลักษณะของดาวที่มีค่าความเป็นโลหะคล้ายคลึงกับดวงอาทิตย์ ตามทฤษฎีแล้ว มวลน้อยที่สุดของดาวฤกษ์ที่ยังสามารถดำรงสภาวะนิวเคลียร์ฟิวชั่นในแกนกลางได้ คือประมาณ 75 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี^[79]^[80] ทว่ามันจะมีค่าความเป็นโลหะต่ำมาก ผลการศึกษาดาวฤกษ์ที่จางแสงที่สุดเมื่อไม่นานมานี้ พบว่าขนาดที่เล็กที่สุดที่เป็นไปได้ของดาวฤกษ์อยู่ที่ประมาณ 8.3% ของมวลดวงอาทิตย์ หรือประมาณ 87 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี^[80]^[81] วัตถุที่เล็กกว่านี้จะเรียกว่า ดาวแคระน้ำตาล ซึ่งเป็นดาวที่มีลักษณะเทาอันขุ่นมัว อยู่กึ่งกลางระหว่างดาวฤกษ์กับดาวแก๊สยักษ์

ความสัมพันธ์ระหว่างรัศมีของดาวกับมวลของดาว บอกได้จากแรงโน้มถ่วงพื้นผิว ดาวฤกษ์ขนาดยักษ์จะมีแรงโน้มถ่วงพื้นผิวน้อยกว่าดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก และในทางกลับกันดาวที่มีแรงโน้มถ่วงมากคือดาวที่กำลังเสื่อมสลายและมีขนาดเล็กเช่นดาวแคระขาว แรงโน้มถ่วงพื้นผิวมีอิทธิพลต่อลักษณะปรากฏของสเปกตรัมของดาวฤกษ์ โดยที่ดาวซึ่งมีแรงโน้มถ่วงสูงกว่าจะมีเส้นการดูดซับพลังงานที่กว้างกว่า^[18]

การหมุนรอบตัวเอง

เราสามารถประมาณอัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์ได้โดยอาศัยวิธีการวัดสเปกโทรสโกปี หรือจะวัดให้แม่นยำยิ่งขึ้นได้โดยการติดตามอัตราการหมุนของจุดบนดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่มีอายุน้อยจะมีอัตราการหมุนรอบตัวเองที่เร็วกว่าประมาณ 100 กม/วินาทีที่แนวศูนย์สูตร ดาวฤกษ์ชนิด B เช่นดาว Achernar มีความเร็วการหมุนรอบตัวเองที่เส้นศูนย์สูตรประมาณ 225 กม/วินาทีหรือมากกว่านั้น ซึ่งทำให้มันมีเส้นผ่านศูนย์กลางบริเวณศูนย์สูตรใหญ่กว่าระยะห่างระหว่างขั้วถึงกว่า 50% อัตราการหมุนรอบตัวเองนี้ต่ำกว่าค่าความเร็ววิกฤตที่ 300 กม/วินาทีเพียงเล็กน้อย ซึ่งเป็นอัตราเร็วที่จะทำให้ดาวฤกษ์แตกสลายลง^[82] สำหรับดวงอาทิตย์ของเรามีอัตราหมุนรอบตัวเองรอบละ 25-35 วัน หรือความเร็วที่แนวศูนย์สูตรประมาณ 1.994 กม/วินาที สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์กับลมดาวฤกษ์ต่างมีผลที่ช่วยให้อัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักช้าลงอย่างมีนัยสำคัญ^[83]

ดาวฤกษ์ที่กำลังเสื่อมสลายจะหดตัวลงเป็นมวลขนาดเล็กหนาแน่นมาก ซึ่งเป็นผลให้การหมุนรอบตัวเองของมันดำเนินไปในอัตราสูง แต่เมื่อเปรียบกับอัตราที่ควรจะเป็นเมื่อคิดจากการรักษาโมเมนตัมเชิงมุมเอาไว้ก็ยังถือว่าค่อนข้างต่ำ โมเมนตัมเชิงมุมของดาวฤกษ์สูญหายไปเป็นจำนวนมากเนื่องจากการสูญเสียมวลของดาวฤกษ์ไปกับลมดาวฤกษ์^[84] ถึงกระนั้น อัตราการหมุนรอบตัวเองของพัลซาร์ก็ยังสูงมาก ตัวอย่างเช่นพัลซาร์ที่อยู่ ณ ใจกลางของเนบิวลาปู หมุนรอบตัวเองในอัตรา 30 รอบต่อวินาที^[85] อัตราการหมุนรอบตัวเองของพัลซาร์จะค่อย ๆ ลดลงเนื่องมาจากการแผ่รังสีของดาว

อุณหภูมิ

อุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักสามารถทราบได้จากอัตราการสร้างพลังงานจากแกนกลางของดาวและรัศมีของดาวดวงนั้น โดยมากจะประมาณจากดัชนีสีของดาวฤกษ์^[86] ค่าที่ได้จะเรียกว่าอุณหภูมิยังผล ซึ่งเป็นค่าอุณหภูมิของวัตถุดำในอุดมคติที่แผ่พลังงานออกมาจนได้ระดับความสว่างต่อพื้นที่ผิวเท่ากันกับดาวฤกษ์นั้น ๆ พึงทราบว่าค่าอุณหภูมิยังผลนี้เป็นเพียงค่าเทียบเท่า อย่างไรก็ดีเนื่องจากอุณหภูมิของดาวฤกษ์จะค่อย ๆ ลดลงตามระดับชั้นของเปลือกที่อยู่ห่างจากแกนกลางออกมา^[87] ดังนั้นอุณหภูมิที่แท้จริงในย่านแกนกลางของดาวจะสูงมากถึงหลายล้านเคลวิน^[88]

อุณหภูมิของดาวฤกษ์เป็นตัวบ่งบอกถึงอัตราการแผ่พลังงานหรือการแผ่ประจุของธาตุที่แตกต่างกัน ซึ่งส่งผลถึงคุณสมบัติการดูดกลืนเส้นสเปกตรัมที่แตกต่างกันด้วย เมื่อเราทราบค่าอุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ ค่าความส่องสว่างปรากฏ ความส่องสว่างสัมบูรณ์ และคุณสมบัติการดูดกลืนแสง เราจึงสามารถจัดประเภทของดาวฤกษ์ได้ (ดูในหัวข้อการจัดประเภทดาวฤกษ์ด้านล่าง) ^[18]

ดาวฤกษ์มวลมากในแถบลำดับหลักอาจมีอุณหภูมิพื้นผิวสูงถึง 50,000 เคลวิน ดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กลงมาเช่นดวงอาทิตย์ จะมีอุณหภูมิพื้นผิวเพียงไม่กี่พันเคลวิน ดาวยักษ์แดงจะมีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างต่ำ ประมาณ 3,600 เคลวินเท่านั้น แต่จะมีความส่องสว่างมากกว่าเนื่องจากมีพื้นที่ผิวชั้นนอกที่ใหญ่กว่ามาก^[89]

การแผ่รังสี

พลังงานที่เกิดขึ้นเป็นผลพลอยได้จากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นภายในดาวฤกษ์ จะแผ่ตัวออกไปในอวกาศในรูปของรังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า และรังสีอนุภาคซึ่งแผ่ออกไปในรูปของลมดาวฤกษ์^[90] (เป็นสายธารกระแสอนุภาคของประจุไฟฟ้าที่เคลื่อนที่ไปอย่างคงที่ ประกอบด้วยฟรีโปรตอน อนุภาคอัลฟา และอนุภาคเบตา ที่ระเหยออกมาจากชั้นผิวเปลือกนอกของดาวฤกษ์) รวมถึงกระแสนิวตริโนที่เกิดจากแกนกลางของดาวฤกษ์

การกำเนิดพลังงานในแกนกลางของดาวเป็นต้นกำเนิดของแสงสว่างมหาศาลของดาวนั้น ทุกครั้งที่นิวเคลียสของธาตุตั้งแต่ 2 ชนิดหรือมากกว่าหลอมละลายเข้าด้วยกัน จะทำให้เกิดนิวเคลียสอะตอมของธาตุใหม่ที่หนักกว่าเดิม ทำให้ปลดปล่อยโฟตอน รังสีแกมมาออกมาจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่น เมื่อพลังงานที่เกิดขึ้นนี้แผ่ตัวออกมาจนถึงเปลือกนอกของดาว มันจะเปลี่ยนรูปไปเป็นพลังงานคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในรูปแบบต่าง ๆ รวมถึงแสงที่ตามองเห็น

สีของดาวฤกษ์ซึ่งระบุได้จากความถี่สูงสุดของแสงที่ตามองเห็น ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของชั้นผิวรอบนอกของดาวฤกษ์และโฟโตสเฟียร์ของดาว^[91] นอกจากแสงที่ตามองเห็นแล้ว ดาวฤกษ์ยังแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้ารูปแบบอื่น ๆ ออกมาอีกที่ตาของมนุษย์มองไม่เห็น ว่าที่จริงแล้วรังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่แผ่ออกมาจากดาวฤกษ์นั้นแผ่ครอบคลุมย่านสเปกตรัมคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าทั้งหมด ตั้งแต่ช่วงคลื่นยาวที่สุดเช่นคลื่นวิทยุหรืออินฟราเรด ไปจนถึงช่วงคลื่นสั้นที่สุดเช่นอัลตราไวโอเลต รังสีเอกซ์ และรังสีแกมมา องค์ประกอบการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของดาวฤกษ์ทั้งส่วนที่ตามองเห็นและมองไม่เห็นล้วนมีความสำคัญเหมือน ๆ กัน

จากสเปกตรัมของดาวฤกษ์นี้ นักดาราศาสตร์จะสามารถบอกค่าอุณหภูมิพื้นผิวของดาว แรงโน้มถ่วงพื้นผิว ค่าความเป็นโลหะ และความเร็วในการหมุนรอบตัวเองของดาว หากเราทราบระยะห่างของดาวฤกษ์นั้นด้วย เช่นทราบจากการตรวจวัดพารัลแลกซ์ เราก็จะสามารถคำนวณความส่องสว่างของดาวฤกษ์นั้นได้ จากนั้นจึงใช้แบบจำลองของดาวฤกษ์ในการประมาณการค่ามวล รัศมี แรงโน้มถ่วงพื้นผิว และอัตราการหมุนรอบตัวเอง (ดาวฤกษ์ในระบบดาวคู่จะสามารถตรวจวัดมวลได้โดยตรง สำหรับมวลของดาวฤกษ์เดี่ยวจะประเมินได้จากเทคนิคไมโครเลนส์ของแรงโน้มถ่วง^[92]) จากตัวแปรต่าง ๆ เหล่านี้จึงทำให้นักดาราศาสตร์สามารถประเมินอายุของดาวฤกษ์ได้^[93]

ความส่องสว่าง

ในทางดาราศาสตร์ ความส่องสว่างคือปริมาณของแสงและพลังงานการแผ่รังสีในรูปแบบอื่นที่ดาวฤกษ์แผ่ออกจากนับเป็นจำนวนหน่วยต่อเวลา ความส่องสว่างของดาวฤกษ์สามารถบอกได้จากรัศมีและอุณหภูมิพื้นผิวของดาว อย่างไรก็ดี ดาวฤกษ์จำนวนหนึ่งไม่ได้แผ่พลังงานเป็นฟลักซ์ (คือปริมาณพลังงานที่แผ่ออกมาต่อหน่วยพื้นที่) ที่เป็นเอกภาพตลอดทั่วพื้นผิวทั้งหมด ตัวอย่างเช่น ดาวเวกา ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองเร็วมาก จะมีฟลักซ์ที่ขั้วดาวสูงกว่าบริเวณเส้นศูนย์สูตรของดาว^[94]

พื้นผิวบางส่วนของดาวที่มีอุณหภูมิต่ำและความส่องสว่างต่ำกว่าค่าเฉลี่ยทั้งหมด จะเรียกว่า จุดมืดดาวฤกษ์ จุดมืดของดาวฤกษ์แคระหรือดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กจะไม่ค่อยเป็นที่สังเกตโดดเด่น ขณะที่จุดมืดของดาวยักษ์หรือดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะยิ่งสังเกตเห็นได้ง่าย^[95] และทำให้เกิดลักษณะการมืดคล้ำที่ขอบของดาวฤกษ์ได้มาก นั่นคือ ความสว่างของดาวทางด้านขอบ (เมื่อมองเป็นแผ่นจานกลม) จะลดลงไปเรื่อย ๆ ^[96] ดาวแปรแสงที่เป็นดาวแคระแดง (หรือ flare star) บางดวง เช่นดาว ยูวี ซีตัส ก็อาจมีจุดมืดดาวฤกษ์ที่โดดเด่นเช่นกัน^[97]

ความส่องสว่าง

ความสว่างของดาวฤกษ์ที่ปรากฏวัดได้จากค่าความส่องสว่างปรากฏ ซึ่งเป็นค่าความสว่างที่ขึ้นกับค่าความส่องสว่างของดาว ระยะห่างจากโลก และการเปลี่ยนแปรของแสงดาวระหว่างที่มันผ่านชั้นบรรยากาศโลกลงมา ส่วนความสว่างที่แท้จริงหรือความส่องสว่างสัมบูรณ์คือค่าความส่องสว่างปรากฏของดาวถ้าระยะห่างระหว่างโลกกับดาวเท่ากับ 10 พาร์เซก (32.6 ปีแสง) เป็นค่าที่ขึ้นกับความส่องสว่างของดาวเท่านั้น

*จำนวนของดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าค่าปรากฏ*
ความส่องสว่าง ปรากฏ	จำนวน ดาวฤกษ์^[98]
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1,602
6	4,800
7	14,000

ทั้งค่าความส่องสว่างปรากฏและความส่องสว่างสัมบูรณ์เป็นตัวเลขที่แสดงในหน่วยลอการิทึม ค่าที่ต่างกัน 1 อันดับแม็กนิจูดหมายความถึงความแตกต่างกันจริงประมาณ 2.5 เท่า^[99] (รากที่ 5 ของ 100 มีค่าประมาณ 2.512) นั่นหมายความว่า ดาวฤกษ์ในอันดับแม็กนิจูดแรก (+1.00) มีความสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ในอันดับแม็กนิจูดที่สอง (+2.00) ประมาณ 2.5 เท่า และสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ในอันดับแม็กนิจูดที่ 6 (+6.00) ประมาณ 100 เท่า ความสว่างของดาวฤกษ์ที่มีแสงริบหรี่ที่สุดเท่าที่ตามนุษย์สามารถมองเห็นได้ภายใต้สภาวะท้องฟ้าโปร่งคือที่แม็กนิจูด +6

ทั้งความส่องสว่างปรากฏและความส่องสว่างสัมบูรณ์ ยิ่งอ่านค่าได้น้อยหมายความว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นสว่างมาก ยิ่งอ่านค่าได้มากหมายความว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นริบหรี่มาก โดยมากแล้วดาวฤกษ์สว่างจะมีค่าความส่องสว่างเป็นลบ ความแตกต่างของความสว่างระหว่างดาวสองดวง (ΔL) คำนวณได้โดยนำค่าความส่องสว่างของดาวที่สว่างกว่า (m_b) ลบออกจากค่าความส่องสว่างของดาวที่หรี่จางกว่า (m_f) นำค่าที่ได้ใช้เป็นค่ายกกำลังของค่าฐาน 2.512 เขียนเป็นสมการได้ดังนี้

\Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }

2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}

เมื่อเทียบค่าความส่องสว่างกับทั้งความส่องสว่างและระยะห่างจากโลก ทำให้ค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์ (M) กับค่าความส่องสว่างปรากฏ (m) ของดาวฤกษ์ดวงเดียวกันมีค่าไม่เท่ากัน^[99] ตัวอย่างเช่น ดาวซิริอุส มีค่าความส่องสว่างปรากฏเท่ากับ -1.44 แต่มีค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์เท่ากับ +1.41

ดวงอาทิตย์มีค่าความส่องสว่างปรากฏเท่ากับ -26.7 แต่มีค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์เพียง +4.83 ดาวซิริอุสซึ่งเป็นดาวสว่างที่สุดบนท้องฟ้ายามราตรีเมื่อมองจากโลก มีความส่องสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์ถึง 23 เท่า ขณะที่ดาวคาโนปุส ดาวฤกษ์สว่างอันดับสองบนท้องฟ้ายามราตรี มีค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์เท่ากับ -5.53 นั่นคือมีความส่องสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์ถึง 14,000 เท่า ทั้ง ๆ ที่ดาวคาโนปุสมีความส่องสว่างสูงกว่าดาวซิริอุสอย่างมาก แต่เมื่อมองจากโลก ดาวซิริอุสกลับสว่างกว่า ทั้งนี้เนื่องจากดาวซิริอุสอยู่ห่างจากโลกเพียง 8.6 ปีแสง ขณะที่ดาวคาโนปุสอยู่ห่างจากโลกออกไปถึงกว่า 310 ปีแสง

นับถึงปี ค.ศ. 2006 ดาวฤกษ์ที่มีค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์มากที่สุดเท่าที่รู้จัก คือ LBV 1806-20 ที่ค่าแม็กนิจูด -14.2 ดาวฤกษ์ดวงนี้มีความส่องสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์อย่างน้อย 5,000,000 เท่า^[100] ดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างต่ำที่สุดเท่าที่รู้จักตั้งอยู่ในกระจุกดาว NGC 6397 ดาวแคระแดงอันหรี่จางในกระจุกดาวนี้มีค่าแม็กนิจูด 26 ส่วนอีกดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาวมีค่าแม็กนิจูด 28 ดาวเหล่านี้จางแสงมากเทียบได้กับแสงจากเทียนวันเกิดที่จุดไว้บนดวงจันทร์และมองจากบนโลก^[101]

การจัดประเภท

ช่วงอุณหภูมิพื้นผิว
ของดาวฤกษ์ในประเภทต่าง ๆ^[102]
ประเภท	อุณหภูมิ	ตัวอย่าง
O	33,000 K ขึ้นไป	ซีตา คนแบกงู
B	10,500-30,000 K	ไรเจล
A	7,500-10,000 K	อัลแตร์
F	6,000-7,200 K	โปรซิออน เอ
G	5,500-6,000 K	ดวงอาทิตย์
K	4,000-5,250 K	เอปไซลอน อินเดียนแดง
M	2,600-3,850 K	พร็อกซิมาคนครึ่งม้า

ระบบการจัดประเภทดาวฤกษ์อย่างที่ใช้กันอยู่ในปัจจุบันนี้เริ่มต้นมาแต่ช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 20 โดยแบ่งดาวฤกษ์ออกเป็นประเภทต่าง ๆ ตั้งแต่ A จนถึง Q ตามความเข้มของเส้นสเปกตรัมไฮโดรเจน^[103] ในเวลานั้นยังไม่ทราบกันว่า อิทธิพลสำคัญของความเข้มของเส้นสเปกตรัมคือ อุณหภูมิ เส้นสเปกตรัมไฮโดรเจนจะเข้มมากที่สุดที่อุณหภูมิประมาณ 9000 เคลวิน และอ่อนลงทั้งกรณีที่อุณหภูมิสูงหรือต่ำกว่านั้น ครั้นเมื่อเปลี่ยนวิธีการจัดประเภทดาวฤกษ์มาเป็นการอิงตามระดับอุณหภูมิ จึงได้มีลักษณะคล้ายคลึงกับรูปแบบการจัดประเภทในสมัยใหม่^[104]

มีการใช้รหัสตัวอักษรเดี่ยวที่แตกต่างกันเพื่อแสดงถึงประเภทของดาวฤกษ์แบบต่าง ๆ ที่แยกแยะตามสเปกตรัม ตั้งแต่ประเภท O อันเป็นดาวฤกษ์ที่ร้อนมาก ไปจนถึง M อันเป็นดาวฤกษ์ที่เย็นจนโมเลกุลอาจก่อตัวในชั้นบรรยากาศ ประเภทของดาวฤกษ์เรียงตามลำดับอุณหภูมิพื้นผิวจากสูงไปต่ำ ได้แก่ O, B, A, F, G, K และ M สำหรับประเภทสเปกตรัมบางอย่างที่พบได้ค่อนข้างน้อย จะจัดเป็นประเภทพิเศษ ที่พบมากที่สุดในจำนวนนี้คือประเภท L และ T ซึ่งเป็นดาวฤกษ์มวลน้อยที่เย็นที่สุด กับดาวแคระน้ำตาล ตัวอักษรแต่ละตัวจะมีประเภทย่อยอีก 10 ประเภท แสดงด้วยตัวเลขตั้งแต่ 0 ถึง 9 เรียงตามลำดับอุณหภูมิจากสูงไปต่ำ อย่างไรก็ดี ระบบการจัดประเภทแบบนี้จะใช้ไม่ได้เมื่ออุณหภูมิมีค่าสูงมาก ๆ กล่าวคือดาวฤกษ์ประเภท O0 และ O1 จะไม่มีอยู่จริง^[105]

นอกเหนือจากนี้ ดาวฤกษ์ยังอาจจัดประเภทได้จากผลกระทบความส่องสว่างที่พบในเส้นสเปกตรัมของมัน ซึ่งสอดคล้องกันกับขนาดที่ว่างในอวกาศอันระบุได้จากแรงโน้มถ่วงพื้นผิว ค่าในประเภทนี้จะจัดได้ตั้งแต่ 0 (สำหรับดาวแบบไฮเปอร์ไจแอนท์) ไปเป็น III (สำหรับดาวยักษ์) จนถึง V (สำหรับดาวแคระในแถบลำดับหลัก) นักดาราศาสตร์บางคนเพิ่มประเภท VII (ดาวแคระขาว) เข้าไปด้วย ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะอยู่บนแถบลำดับหลักซึ่งมีกระบวนการเผาผลาญไฮโดรเจนแบบปกติ หากพิจารณาบนเส้นกราฟระหว่างความส่องสว่างสัมบูรณ์กับเส้นสเปกตรัมของดาว ดาวฤกษ์เหล่านี้จะอยู่บนแถบทแยงมุมแคบ ๆ ในกราฟ^[105] ดวงอาทิตย์ของเราก็อยู่บนแถบลำดับหลัก และจัดเป็นดาวแคระเหลือง ประเภท G2V คือเป็นดาวฤกษ์ขนาดปกติที่มีอุณหภูมิปานกลาง

ยังมีการตั้งรหัสเพิ่มเติมด้วยตัวอักษรภาษาอังกฤษตัวเล็ก ตามหลังค่าของเส้นสเปกตรัม เพื่อระบุถึงคุณสมบัติเฉพาะบางประการของเส้นสเปกตรัมนั้น ตัวอย่างเช่น ตัว "e" หมายถึงมีการตรวจพบเส้นสเปกตรัมที่แผ่ประจุ "m" หมายถึงมีระดับโลหะที่เข้มผิดปกติ และ "var" หมายถึงเส้นสเปกตรัมมีการเปลี่ยนแปลง^[105]

ดาวแคระขาวจะมีการจัดประเภทเฉพาะของมันเองโดยเริ่มต้นด้วยอักษร D และแบ่งประเภทย่อยเป็น DA, DB, DC, DO, DZ, และ DQ ขึ้นกับชนิดของความโดดเด่นที่พบในเส้นสเปกตรัม ตามด้วยค่าตัวเลขที่ระบุถึงดัชนีอุณหภูมิของดาว^[106]

ดาวแปรแสง

ดาวแปรแสง คือดาวฤกษ์ที่มีค่าความส่องสว่างเปลี่ยนแปลงไปแบบสุ่มแบบเป็นรอบเวลา เนื่องมาจากคุณสมบัติทั้งภายในและภายนอกของดาว สำหรับดาวแปรแสงแบบคุณสมบัติภายในสามารถแบ่งเบื้องต้นออกได้เป็น 3 ประเภท

ในระหว่างการวิวัฒนาการของดาว ดาวฤกษ์บางดวงอาจผ่านช่วงเวลาที่ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปรเป็นห้วง ๆ ดาวแปรแสงแบบเป็นห้วงเวลาจะเปลี่ยนแปลงไปตามรัศมีและความส่องสว่าง ทั้งขยายขึ้นและหดสั้นลงในช่วงเวลาที่แตกต่างกันตั้งแต่หน่วยนาทีไปจนถึงเป็นปี ขึ้นอยู่กับขนาดของดาวฤกษ์นั้น ๆ ดาวแปรแสงประเภทนี้รวมไปถึงดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิดและดาวที่คล้ายคลึงกับดาวเซเฟอิด รวมถึงดาวแปรแสงคาบยาวเช่น ดาวมิรา^[107]

ดาวแปรแสงแบบพวยพุ่ง (Eruptive variables) คือดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างเพิ่มขึ้นแบบทันทีทันใด อันเนื่องมาจากแสงวาบหรือการปลดปล่อยมวลอย่างฉับพลัน^[107] ดาวแปรแสงจำพวกนี้รวมไปถึงดาวฤกษ์ก่อนเกิด ดาวฤกษ์ประเภท Wolf-Rayet ดาวแปรแสงประเภท Flare และดาวยักษ์ รวมถึงดาวยักษ์ใหญ่

ดาวแปรแสงแบบระเบิด (Cataclysmic หรือ Explosive variables) คือดาวที่มีการเปลี่ยนแปลงคุณสมบัติภายใน ดาวจำพวกนี้รวมไปถึงโนวาและซูเปอร์โนวา ระบบดาวคู่ที่มีดาวแคระขาวอยู่ใกล้ ๆ ก็อาจทำให้เกิดการระเบิดของดาวฤกษ์ในลักษณะนี้ รวมถึงโนวา และซูเปอร์โนวาประเภท 1a^[4] การระเบิดเกิดขึ้นเมื่อดาวแคระขาวดึงไฮโดรเจนจากดาวคู่ของมันและพอกพูนมวลมากขึ้นจนกระทั่งไฮโดรเจนมีมากเกินกว่ากระบวนการฟิวชั่น^[108] โนวาบางชนิดยังเกิดซ้ำแล้วซ้ำอีก ทำให้เกิดคาบการระเบิดเป็นช่วง ๆ ^[107]

นอกจากนี้ดาวฤกษ์ยังอาจเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างได้จากปัจจัยภายนอก เช่น การเกิดคราสในระบบดาวคู่ หรือดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองและเกิดจุดมืดดาวฤกษ์ที่ใหญ่มาก ๆ ^[107] การเกิดคราสในระบบดาวคู่ที่โดดเด่นได้แก่ ดาวอัลกอล (Algol) ซึ่งจะมีค่าความส่องสว่างเปลี่ยนแปรอยู่ระหว่าง 2.3 ถึง 3.5 ทุก ๆ ช่วงเวลา 2.87 วัน

โครงสร้าง

โครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ที่เสถียรจะอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต คือแรงกระทำจากปริมาตรขนาดเล็กแต่ละชุดที่กระทำต่อกันและกันจะมีค่าเท่ากันพอดี สมดุลของแรงประกอบด้วยแรงดึงเข้าภายในที่เกิดจากแรงโน้มถ่วง และแรงผลักออกภายนอกที่เกิดจากแรงดันภายในของดาวฤกษ์ ระดับแรงดันภายในนี้เกิดขึ้นจากระดับอุณหภูมิของพลาสมาที่ค่อย ๆ ลดหลั่นกัน โดยที่ด้านนอกของดาวฤกษ์จะมีอุณหภูมิต่ำกว่าด้านใน อุณหภูมิที่ใจกลางของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักหรือของดาวยักษ์จะมีค่าอย่างน้อย 10⁷ K ผลของอุณหภูมิและแรงดันอันเกิดจากการเผาผลาญไฮโดรเจนที่แกนกลางดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักนี้มีเพียงพอที่จะทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน และสร้างพลังงานได้มากพอจะต้านทานการยุบตัวของดาวฤกษ์ได้^[109]^[110]

เมื่อนิวเคลียสอะตอมถูกหลอมเหลวที่ในใจกลางดาว มันจะแผ่พลังงานออกมาในรูปของรังสีแกมมา โฟตอนเหล่านี้ทำปฏิกิริยากับพลาสมาที่อยู่รอบ ๆ และเพิ่มพูนพลังงานความร้อนให้กับแกนกลางมากยิ่งขึ้น ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่กำลังแปลงไฮโดรเจนไปเป็นฮีเลียม จะค่อย ๆ เพิ่มปริมาณฮีเลียมในแกนกลางขึ้นอย่างช้า ๆ ในอัตราเร็วค่อนข้างคงที่ ครั้นเมื่อปริมาณฮีเลียมมีเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ จนการสร้างพลังงานที่แกนกลางหยุดชะงักไป ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 0.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะมีพื้นผิวรอบนอกขยายตัวใหญ่ขึ้นห่อหุ้มฮีเลียมในแกนกลางเอาไว้^[111]

นอกเหนือจากสภาวะสมดุลอุทกสถิตที่อยู่ภายในดาวฤกษ์ที่เสถียร ยังมีสมดุลพลังงานภายในหรือที่เรียกว่า สมดุลความร้อน กล่าวคือการแพร่กระจายอุณหภูมิภายในตามแนวรัศมีภายในดาวทำให้เกิดกระแสพลังงานไหลจากภายในออกสู่ภายนอก กระแสพลังงานที่ไหลผ่านชั้นผิวของดาวฤกษ์ออกมาในแต่ละชั้นจะมีปริมาณเท่ากับกระแสพลังงานที่ไหลเข้ามาจากชั้นผิวก่อนหน้า

เขตแผ่รังสี คือบริเวณภายในดาวฤกษ์ที่ซึ่งมีการถ่ายเทรังสีอย่างมีประสิทธิผลพอจะทำให้เกิดการไหลของกระแสพลังงานได้ ในย่านนี้จะไม่มีการหมุนเวียนของพลาสมา และมวลต่าง ๆ ล้วนหยุดนิ่ง หากไม่มีสภาวะนี้เกิดขึ้น พลาสมาจะเกิดการปั่นป่วนและเกิดกระบวนการพาความร้อนขึ้น ทำให้เกิดเป็นย่านเรียกว่าเขตพาความร้อน ลักษณะเช่นนี้อาจเกิดขึ้นได้ในบริเวณที่มีกระแสพลังงานไหลเวียนสูงมาก เช่นบริเวณใกล้แกนกลางของดาวหรือบริเวณที่มีการส่องสว่างสูงมากเช่นที่บริเวณชั้นผิวรอบนอก^[110]

ลักษณะการพาความร้อนที่เกิดขึ้นบนชั้นผิวรอบนอกของดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์นั้น ๆ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์หลาย ๆ เท่าจะมีเขตพาความร้อนลึกลงไปภายในดาวมากและมีเขตแผ่รังสีที่ชั้นเปลือกนอก ขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็กเช่นดวงอาทิตย์จะมีลักษณะตรงกันข้าม โดยมีเขตพาความร้อนอยู่ที่ชั้นเปลือกนอกแทน^[112] ดาวแคระแดงที่มีมวลน้อยกว่า 0.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะมีเขตพาความร้อนแทบทั้งดวง ซึ่งทำให้มันไม่สามารถสะสมฮีเลียมที่แกนกลางได้^[2] สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะมีเขตพาความร้อนที่เปลี่ยนแปลงไปเรื่อย ๆ ตามอายุของดาว และตามองค์ประกอบภายในของดาวที่เปลี่ยนแปลงไป^[110]

ส่วนประกอบของดาวฤกษ์ที่ผู้สังเกตสามารถมองเห็นได้ เรียกว่า โฟโตสเฟียร์ เป็นชั้นเปลือกที่ซึ่งพลาสมาของดาวฤกษ์กลายสภาพเป็นโฟตอนของแสง จากจุดนี้ พลังงานที่กำเนิดจากแกนกลางของดาวจะแพร่ออกไปสู่อวกาศอย่างอิสระ ในบริเวณโฟโตสเฟียร์นี้เองที่ปรากฏจุดดับบนดวงอาทิตย์หรือพื้นที่ที่อุณหภูมิต่ำกว่าอุณหภูมิเฉลี่ยตามปกติ

เหนือกว่าชั้นของโฟโตสเฟียร์จะเป็นชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักเช่นดวงอาทิตย์ ชั้นบรรยากาศต่ำที่สุดคือชั้นโครโมสเฟียร์บาง ๆ ซึ่งเป็นจุดเกิดของสปิคูลและเป็นจุดกำเนิดเปลวดาวฤกษ์ ล้อมรอบด้วยชั้นเปลี่ยนผ่านซึ่งอุณหภูมิจะเพิ่มสูงขึ้นอย่างรวดเร็วในระยะทางเพียง 100 กิโลเมตรโดยประมาณ พ้นจากชั้นนี้จึงเป็นโคโรนา ซึ่งเป็นพลาสมาความร้อนสูงมวลมหาศาลที่พุ่งผ่านออกไปภายนอกเป็นระยะทางหลายล้านกิโลเมตร^[113] ดูเหมือนว่า โคโรนาจะมีส่วนเกี่ยวข้องกับการที่ดาวฤกษ์มีย่านการพาความร้อนอยู่ที่ชั้นเปลือกนอกของพื้นผิว^[112] โคโรนามีอุณหภูมิที่สูงมาก แต่กลับให้กำเนิดแสงสว่างเพียงเล็กน้อย เราจะสามารถมองเห็นย่านโคโรนาของดวงอาทิตย์ได้ในเวลาที่เกิดสุริยคราสเท่านั้น

พ้นจากโคโรนา เป็นอนุภาคพลาสมาที่เป็นต้นกำเนิดลมสุริยะแผ่กระจายออกไปจากดาวฤกษ์ กว้างไกลออกไปจนกระทั่งมันปะทะกับมวลสารระหว่างดาว สำหรับดวงอาทิตย์ อาณาบริเวณที่ลมสุริยะมีอิทธิพลกว้างไกลออกไปเป็นรูปทรงคล้ายลูกโป่ง เรียกชื่อย่านภายใต้อิทธิพลของลมสุริยะนี้ว่า เฮลิโอสเฟียร์^[114]

เส้นทางเกิดปฏิกิริยาของดาวฤกษ์

มีรูปแบบปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นที่แตกต่างกันมากมายเกิดขึ้นในใจกลางของดาวฤกษ์ ขึ้นกับมวลและองค์ประกอบของดาวนั้น ๆ โดยปฏิกิริยาเหล่านี้เป็นส่วนหนึ่งของการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ มวลสุดท้ายของนิวเคลียสอะตอมที่หลอมตัวที่น้อยกว่าค่ารวมขององค์ประกอบทั้งหมด มวลที่สูญเสียไปนั้นกลายไปเป็นพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้า ตามสมการความสมมูลระหว่างมวล-พลังงาน คือ E = mc²^[1]

กระบวนการฟิวชั่นของไฮโดรเจนเกิดขึ้นตามระดับของอุณหภูมิ ดังนั้นการที่อุณหภูมิใจกลางดาวเพิ่มขึ้นจะส่งผลต่ออัตราการเกิดฟิวชั่นอย่างมาก ผลที่ได้คือ อุณหภูมิใจกลางดาวของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักจะมีค่าแปรเปลี่ยนอยู่ระหว่าง 4 ล้านเคลวิน สำหรับดาวฤกษ์เล็กประเภท M ไปจนถึง 40 ล้านเคลวิน สำหรับดาวฤกษ์มวลมากในประเภท O^[88]

สำหรับดวงอาทิตย์ซึ่งมีอุณหภูมิใจกลางประมาณ 10 ล้านเคลวิน ไฮโดรเจนจะหลอมละลายกลายเป็นฮีเลียมในห่วงโซ่ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน:^[115]^[116]

4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)

2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV)

ปฏิกิริยาเหล่านี้ส่งผลต่อปฏิกิริยาในภาพรวมดังนี้:

4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV)

โดยที่ e⁺ คือ โพสิตรอน, γ คือโฟตอนของรังสีแกมมา, ν_e คือ นิวตริโน, และ H กับ He คือไอโซโทปของไฮโดรเจนและฮีเลียมตามลำดับ พลังงานที่ปลดปล่อยออกจากปฏิกิริยานี้มีขนาดหลายล้านอิเล็กตรอนโวลต์ ซึ่งอันที่จริงเป็นเพียงส่วนเสี้ยวเล็กน้อยของพลังงานเท่านั้น อย่างไรก็ดี มีปฏิกิริยาเหล่านี้เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องเป็นจำนวนมหาศาล ทำให้สามารถกำเนิดพลังงานขึ้นเพียงพอที่จะทำให้เกิดการแผ่รังสีของดาวฤกษ์

มวลน้อยที่สุดของดาวฤกษ์ที่ต้องใช้สำหรับฟิวชั่น
ธาตุ	มวล ดวงอาทิตย์
ไฮโดรเจน	0.01
ฮีเลียม	0.4
คาร์บอน	5^[117]
นีออน	8

ในดาวฤกษ์ที่มีมวลสูงกว่านี้ ฮีเลียมจะทำให้เกิดวงจรปฏิกิริยาที่เร่งขึ้นเนื่องจากคาร์บอน คือวงจรปฏิกิริยาคาร์บอน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน^[115]

ดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการไปด้วยอุณหภูมิใจกลาง 100 ล้านเคลวิน และมวลระหว่าง 0.5-10 เท่าของมวงดวงอาทิตย์นั้น ฮีเลียมสามารถเปลี่ยนรูปไปเป็นคาร์บอนได้ในกระบวนการทริปเปิล-อัลฟา ซึ่งใช้ เบริลเลียม เป็นธาตุที่เป็นตัวกลาง:^[115]

⁴He + ⁴He + 92 keV → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7.4 MeV

สำหรับปฏิกิริยาในภาพรวมคือ:

3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

ในดาวฤกษ์มวลมาก ธาตุหนักจะถูกเผาผลาญไปในแกนกลางที่อัดแน่นโดยผ่านกระบวนการเผาผลาญนีออน และกระบวนการเผาผลาญออกซิเจน สภาวะสุดท้ายในกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์คือ กระบวนการเผาผลาญซิลิกอน ซึ่งทำให้ได้ผลลัพธ์ออกมาเป็นไอโซโทปเสถียร เหล็ก-56 กระบวนการฟิวชั่นไม่อาจดำเนินต่อไปได้อีก นอกเสียจากจะต้องผ่านกระบวนการดูดกลืนความร้อน (endothermic process) หลังจากนั้น พลังงานจะเกิดขึ้นได้จากการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงเท่านั้น^[115]

ตัวอย่างข้างล่างนี้ แสดงระยะเวลาที่ดาวฤกษ์ขนาด 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จำเป็นต้องใช้ในการเผาผลาญพลังงานนิวเคลียร์ภายในตัวจนหมด ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประเภท O จะมีรัศมี 8 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ และมีความส่องสว่าง 62,000 เท่าของความส่องสว่างของดวงอาทิตย์^[118] ที่เผยแพร่ไปเป็นจริงทั้งสิ้น

ธาตุ เชื้อเพลิง	อุณหภูมิ (ล้านเคลวิน)	ความหนาแน่น (kg/cm³)	เวลาเผาผลาญ (τ หน่วยปี)
H	37	0.0045	8.1 ล้าน
He	188	0.97	1.2 ล้าน
C	870	170	976
Ne	1,570	3,100	0.6
O	1,980	5,550	1.25
S/Si	3,340	33,400	0.0315^[119]

ดูเพิ่ม

อ้างอิง

↑ ^1.0 ^1.1 Bahcall, John N. (2000-06-29). "How the Sun Shines". Nobel Foundation. สืบค้นเมื่อ 2006-08-30.
↑ ^2.0 ^2.1 ^2.2 ^2.3 Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. สืบค้นเมื่อ 2006-08-04.
↑ "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.
↑ ^4.0 ^4.1 Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. doi:10.1086/191565.
↑ ^5.0 ^5.1 Forbes, George (1909). History of Astronomy (Free e-book from Project Gutenberg). London: Watts & Co.
↑ Hevelius, Johannis (1690). Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk.
↑ Tøndering, Claus. "Other ancient calendars". WebExhibits. สืบค้นเมื่อ 2006-12-10.
↑ Montada, Josep Puig (September 28, 2007). "Ibn Bajja". Stanford Encyclopedia of Philosophy. สืบค้นเมื่อ 2008-07-11.
↑ "Exoplanets". ESO. 2006-07-24. สืบค้นเมื่อ 2006-10-11.
↑ Ahmad, I. A. (1995). "The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization". Vistas in Astronomy. ScienceDirect. 39 (4): 395–403 [402]. doi:10.1016/0083-6656 (95) 00033-X. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่า |doi= (help); ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |doi_brokendate= ถูกละเว้น แนะนำ (|doi-broken-date=) (help)
↑ Setia, Adi (2004). "Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey". Islam & Science. 2. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2012-07-10. สืบค้นเมื่อ 2010-03-02.
↑ Hoskin, Michael (1998). "The Value of Archives in Writing the History of Astronomy". Space Telescope Science Institute. สืบค้นเมื่อ 2006-08-24.
↑ Drake, Stephen A. (2006-08-17). "A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy". NASA HEASARC. สืบค้นเมื่อ 2006-08-24.
↑ Proctor, Richard A. (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?". Nature. 1: 331–333. doi:10.1038/001331a0.
↑ MacDonnell, Joseph. "Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics". Fairfield University. สืบค้นเมื่อ 2006-10-02.
↑ Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc.
↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". Astrophysical Journal. 53: 249–259. doi:10.1086/142603.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ ^18.0 ^18.1 ^18.2 Unsöld, Albrecht (1969). The New Cosmos. New York: Springer-Verlag.
↑ e. g. Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno (2003). "Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31". The Astronomical Journal. 125 (3): 1298–1308. doi:10.1086/346274. สืบค้นเมื่อ 2007-02-04.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ "Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission". ESA. 1997-12-08. สืบค้นเมื่อ 2007-08-05.
↑ Villard, Ray; Freedman, Wendy L. (1994-10-26). "Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet". Hubble Site. สืบค้นเมื่อ 2007-08-05.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ "Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe". Hubble Site. 1999-05-25. สืบค้นเมื่อ 2007-08-02.
↑ "UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away". UBC Public Affairs. 2007-01-08. สืบค้นเมื่อ 2007-08-02.
↑ Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995). Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. Carsten Niebuhr Institute Publications. Vol. 19. Museum Tusculanum Press. p. 163. ISBN 8772892870.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ ^25.0 ^25.1 Coleman, Leslie S. "Myths, Legends and Lore". Frosty Drew Observatory. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ "Naming Astronomical Objects". International Astronomical Union (IAU). สืบค้นเมื่อ 2009-01-30.
↑ "Naming Stars". Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). สืบค้นเมื่อ 2009-01-30.
↑ ^28.0 ^28.1 "The Naming of Stars". National Maritime Museum. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ Adams, Cecil (1998-04-01). "Can you pay $35 to get a star named after you?". The Straight Dope. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ Solent Amateur Astronomers Society Consumer Survey
↑ ^31.0 ^31.1 Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal. 583 (2): 1024–1039. doi:10.1086/345408.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Tripathy, S. C.; Antia, H. M. (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics. 186 (1/2): 1–11. doi:10.1023/A:1005116830445.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Woodward, P. R. (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics. 16: 555–584. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.
↑ Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. pp. 57–68. ISBN 1860945015.
↑ Seligman, Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". Self-published. สืบค้นเมื่อ 2006-09-05.
↑ Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". ใน Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier (บ.ก.). Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995. Space Telescope Science Institute. p. 491. สืบค้นเมื่อ 2006-07-14. {{cite conference}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |booktitle= ถูกละเว้น แนะนำ (|book-title=) (help)CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Smith, Michael David (2004). The origin of stars. p. 176. ISBN 1860945015. {{cite book}}: ข้อความ "publisherImperial College Press" ถูกละเว้น (help)
↑ Megeath, Tom (May 11, 2010). "Herschel finds a hole in space". ESA. สืบค้นเมื่อ 2010-05-17.
↑ Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733–791. doi:10.1086/190603.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ ^40.0 ^40.1 Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. 418: 457. doi:10.1086/173407.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L. (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal. 574 (1): 412–425. doi:10.1086/340797.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ de Loore, C. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251–259. {{cite journal}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)
↑ "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. สืบค้นเมื่อ 2006-09-07.
↑ Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S. (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics. 373: 597–607. doi:10.1051/0004-6361:20010626.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ "Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. 2004-06-18. สืบค้นเมื่อ 2006-08-26.
↑ Schröder, K.-P. (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386: 155. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. {{cite journal}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help) See also Palmer, Jason (2008-02-22). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. สืบค้นเมื่อ 2008-03-24.
↑ ^47.0 ^47.1 Hinshaw, Gary (2006-08-23). "The Life and Death of Stars". NASA WMAP Mission. สืบค้นเมื่อ 2006-09-01.
↑ Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. doi:10.1086/191565. สืบค้นเมื่อ 2007-03-03.
↑ "What is a star?". Royal Greenwich Observatory. สืบค้นเมื่อ 2006-09-07.
↑ Liebert, J. (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics. 18 (2): 363–398. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051.
↑ ^51.0 ^51.1 ^51.2 "Introduction to Supernova Remnants". Goddard Space Flight Center. 2006-04-06. สืบค้นเมื่อ 2006-07-16.
↑ Fryer, C. L. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity. 20: S73–S80. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309.
↑ Szebehely, Victor G. (1985). Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. ISBN 9027720460. {{cite book}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)
↑ "Most Milky Way Stars Are Single" (Press release). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2006-01-30. สืบค้นเมื่อ 2006-07-16.
↑ "What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?". Royal Greenwich Observatory. สืบค้นเมื่อ 2006-07-18.
↑ "Hubble Finds Intergalactic Stars". Hubble News Desk. 1997-01-14. สืบค้นเมื่อ 2006-11-06.
↑ "Astronomers count the stars". BBC News. 2003-07-22. สืบค้นเมื่อ 2006-07-18.
↑ 3.99 × 10¹³ กม. / (3 × 10⁴ กม./ชม. × 24 × 365.25) = 1.5 × 10⁵ ปี
↑ Holmberg, J.; Flynn, C. (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 313 (2): 209–216. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x. สืบค้นเมื่อ 2006-07-18.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ "Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic". CNN News. 2000-06-02. สืบค้นเมื่อ 2006-07-21.
↑ Lombardi, Jr., J. C. (2002). "Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers". The Astrophysical Journal. 568: 939–953. doi:10.1086/339060. {{cite journal}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)
↑ Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J (2007-05-11). "Nearby Star Is A Galactic Fossil". Science Daily. สืบค้นเมื่อ 2007-05-10.{{cite news}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Frebel, Anna; และคณะ (May, 2007). "Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium". Astrophysical Journal Letters. 660 (2): L117–L120. Bibcode:2007ApJ...660L.117F. doi:10.1086/518122. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help); ใช้ et al. อย่างชัดเจน ใน |author= (help)
↑ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (2006-07-13). "How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?". Scientific American. สืบค้นเมื่อ 2007-05-11.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420–432. doi:10.1086/304125. สืบค้นเมื่อ 2007-05-11.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. p. 78. ISBN 0470013060.
↑ Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). "Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared". Journal of Astrophysics and Astronomy. 16: 332. สืบค้นเมื่อ 2007-07-05.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Davis, Kate (2000-12-01). "Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis". AAVSO. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ Loktin, A. V. (2006). "Kinematics of stars in the Pleiades open cluster". Astronomy Reports. 50 (9): 714–721. Bibcode:2006ARep...50..714L. doi:10.1134/S1063772906090058. {{cite journal}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |month= ถูกละเว้น (help)
↑ "Hipparcos: High Proper Motion Stars". ESA. 1999-09-10. สืบค้นเมื่อ 2006-10-10.
↑ Johnson, Hugh M. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54. doi:10.1086/127012.
↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). "The Formation of Star Clusters". American Scientist. 86 (3): 264. doi:10.1511/1998.3.264. สืบค้นเมื่อ 2006-08-23.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Brainerd, Jerome James (2005-07-06). "X-rays from Stellar Coronas". The Astrophysics Spectator. สืบค้นเมื่อ 2007-06-21.
↑ Berdyugina, Svetlana V. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews. สืบค้นเมื่อ 2007-06-21.
↑ Smith, Nathan (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Mercury Magazine. Astronomical Society of the Pacific. 27: 20. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy". NASA News. 2005-03-03. สืบค้นเมื่อ 2006-08-04.
↑ "Ferreting Out The First Stars". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2005-09-22. สืบค้นเมื่อ 2006-09-05.
↑ "Weighing the Smallest Stars". ESO. 2005-01-01. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ Boss, Alan (2001-04-03). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.
↑ ^80.0 ^80.1 Shiga, David (2006-08-17). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist. สืบค้นเมื่อ 2006-08-23.
↑ "Hubble glimpses faintest stars". BBC. 2006-08-18. สืบค้นเมื่อ 2006-08-22.
↑ "Flattest Star Ever Seen". ESO. 2003-06-11. สืบค้นเมื่อ 2006-10-03.
↑ Fitzpatrick, Richard (2006-02-13). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. สืบค้นเมื่อ 2006-10-04.
↑ Villata, Massimo (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 257 (3): 450–454.
↑ "A History of the Crab Nebula". ESO. 1996-05-30. สืบค้นเมื่อ 2006-10-03.
↑ Strobel, Nick (2007-08-20). "Properties of Stars: Color and Temperature". Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-06-26. สืบค้นเมื่อ 2007-10-09.
↑ Seligman, Courtney. "Review of Heat Flow Inside Stars". Self-published. สืบค้นเมื่อ 2007-07-05.
↑ ^88.0 ^88.1 "Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. 2005-02-16. สืบค้นเมื่อ 2006-10-10.
↑ Zeilik, Michael A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed. ed.). Saunders College Publishing. p. 321. ISBN 0030062284. {{cite book}}: |edition= has extra text (help); ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)
↑ Roach, John (2003-08-27). "Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind". National Geographic News. สืบค้นเมื่อ 2006-06-13.
↑ "The Colour of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ "Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun". Hubble News Desk. 2004-07-15. สืบค้นเมื่อ 2006-05-24.
↑ Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal. 532: 1192–1196. doi:10.1086/308617.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Staff (2006-01-10). "Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator". National Optical Astronomy Observatory. สืบค้นเมื่อ 2007-11-18.
↑ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. Max Planck Society.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics. 61 (6): 809–813.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Chugainov, P. F. (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars". Information Bulletin on Variable Stars. 520: 1–3.
↑ "Magnitude". National Solar Observatory—Sacramento Peak. สืบค้นเมื่อ 2006-08-23.
↑ ^99.0 ^99.1 "Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ Hoover, Aaron (2004-01-05). "Star may be biggest, brightest yet observed". HubbleSite. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.
↑ "Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397". HubbleSite. 2006-08-17. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.
↑ Smith, Gene (1999-04-16). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. สืบค้นเมื่อ 2006-10-12.
↑ Fowler, A. (1891–2). "The Draper Catalogue of Stellar Spectra". Nature, a Weekly Illustrated Journal of Science. 45: 427–8. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |year= (help)
↑ Jaschek, Carlos (1990). The Classification of Stars. Cambridge University Press. ISBN 0521389968. {{cite book}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)
↑ ^105.0 ^105.1 ^105.2 MacRobert, Alan M. "The Spectral Types of Stars". Sky and Telescope. สืบค้นเมื่อ 2006-07-19.
↑ "White Dwarf (wd) Stars". White Dwarf Research Corporation. สืบค้นเมื่อ 2006-07-19.
↑ ^107.0 ^107.1 ^107.2 ^107.3 "Types of Variable Stars". AAVSO. สืบค้นเมื่อ 2006-07-20.
↑ "Cataclysmic Variables". NASA Goddard Space Flight Center. 2004-11-01. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.
↑ Hansen, Carl J. (2004). Stellar Interiors. Springer. ISBN 0387200894. {{cite book}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)
↑ ^110.0 ^110.1 ^110.2 Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5.
↑ "Formation of the High Mass Elements". Smoot Group. สืบค้นเมื่อ 2006-07-11.
↑ ^112.0 ^112.1 "What is a Star?". NASA. 2006-09-01. สืบค้นเมื่อ 2006-07-11.
↑ "The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT" (Press release). ESO. 2001-08-01. สืบค้นเมื่อ 2006-07-10.
↑ Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B. (2005). "Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields". Science. 309 (5743): 2027–2029. doi:10.1126/science.1117542. PMID 16179471.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ ^115.0 ^115.1 ^115.2 ^115.3 Wallerstein, G.; Iben Jr., I.; Parker, P.; Boesgaard, A. M.; Hale, G. M.; Champagne, A. E.; Barnes, C. A.; KM-dppeler, F.; Smith, V. V.; Hoffman, R. D.; Timmes, F. X.; Sneden, C.; Boyd, R. N.; Meyer, B. S.; Lambert, D. L. (1999). "Synthesis of the elements in stars: forty years of progress" (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995–1084. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. สืบค้นเมื่อ 2006-08-04.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ การวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยเทคโนโลยีราชมงคล, สืบค้นวันที่ 1 มีนาคม 2554
↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). "Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03". Astronomy and Astrophysics Supplement. 141: 371–383. doi:10.1051/aas:2000126.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). "The evolution and explosion of massive stars". Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015–1071. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ 11.5 วันเท่ากับ 0.0315 ปี

แหล่งข้อมูลอื่น

ห้องสมุดสมาคมดาราศาสตร์ไทย (ไทย)
ชีวิตของดาวฤกษ์ จากท้องฟ้าจำลอง กรุงเทพฯ (ไทย)
ดาวฤกษ์ จาก World Book @ NASA (อังกฤษ)
ภาพวาดดาวฤกษ์และกลุ่มดาวต่าง ๆ มหาวิทยาลัยอิลลินอยส์ (อังกฤษ)
รายชื่อดาวฤกษ์ เรียงตามผู้ค้นพบ พิกัด หรือรหัสอ้างอิง Centre de Données astronomiques de Strasbourg (อังกฤษ)
การถอดรหัสการจัดประเภทดาวฤกษ์ Astronomical Society of South Australia (อังกฤษ)
Live Star Chart ดูภาพดวงดาวต่าง ๆ เหนือตำแหน่งที่เราอยู่ (อังกฤษ)
แผนที่ดาว (ไทย)
แผนที่ดาวพิกัดศูนย์สูตร (Equatorial Sky Chart) (ไทย)

[sunshine-1] 1.0 ^1.1 Bahcall, John N. (2000-06-29). "How the Sun Shines". Nobel Foundation. สืบค้นเมื่อ 2006-08-30.

[late_stages-2] 2.0 ^2.1 ^2.2 ^2.3 Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. สืบค้นเมื่อ 2006-08-04.

[3] "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.

[iben-4] 4.0 ^4.1 Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. doi:10.1086/191565.

[forbes-5] 5.0 ^5.1 Forbes, George (1909). History of Astronomy (Free e-book from Project Gutenberg). London: Watts & Co.

[6] Hevelius, Johannis (1690). Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk.

[7] Tøndering, Claus. "Other ancient calendars". WebExhibits. สืบค้นเมื่อ 2006-12-10.

[Montada-8] Montada, Josep Puig (September 28, 2007). "Ibn Bajja". Stanford Encyclopedia of Philosophy. สืบค้นเมื่อ 2008-07-11.

[9] "Exoplanets". ESO. 2006-07-24. สืบค้นเมื่อ 2006-10-11.

[10] Ahmad, I. A. (1995). "The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization". Vistas in Astronomy. ScienceDirect. 39 (4): 395–403 [402]. doi:10.1016/0083-6656 (95) 00033-X. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่า |doi= (help); ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |doi_brokendate= ถูกละเว้น แนะนำ (|doi-broken-date=) (help)

[Setia-11] Setia, Adi (2004). "Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey". Islam & Science. 2. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2012-07-10. สืบค้นเมื่อ 2010-03-02.

[12] Hoskin, Michael (1998). "The Value of Archives in Writing the History of Astronomy". Space Telescope Science Institute. สืบค้นเมื่อ 2006-08-24.

[he_history-13] Drake, Stephen A. (2006-08-17). "A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy". NASA HEASARC. สืบค้นเมื่อ 2006-08-24.

[14] Proctor, Richard A. (1870). "Are any of the nebulæ star-systems?". Nature. 1: 331–333. doi:10.1038/001331a0.

[15] MacDonnell, Joseph. "Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics". Fairfield University. สืบค้นเมื่อ 2006-10-02.

[16] Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc.

[17] Michelson, A. A.; Pease, F. G. (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". Astrophysical Journal. 53: 249–259. doi:10.1086/142603.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[new_cosmos-18] 18.0 ^18.1 ^18.2 Unsöld, Albrecht (1969). The New Cosmos. New York: Springer-Verlag.

[19] . g. Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno (2003). "Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31". The Astronomical Journal. 125 (3): 1298–1308. doi:10.1086/346274. สืบค้นเมื่อ 2007-02-04.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[20] "Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission". ESA. 1997-12-08. สืบค้นเมื่อ 2007-08-05.

[21] Villard, Ray; Freedman, Wendy L. (1994-10-26). "Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet". Hubble Site. สืบค้นเมื่อ 2007-08-05.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[22] "Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe". Hubble Site. 1999-05-25. สืบค้นเมื่อ 2007-08-02.

[23] "UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away". UBC Public Affairs. 2007-01-08. สืบค้นเมื่อ 2007-08-02.

[koch95-24] Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995). Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. Carsten Niebuhr Institute Publications. Vol. 19. Museum Tusculanum Press. p. 163. ISBN 8772892870.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[mythology-25] 25.0 ^25.1 Coleman, Leslie S. "Myths, Legends and Lore". Frosty Drew Observatory. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[26] "Naming Astronomical Objects". International Astronomical Union (IAU). สืบค้นเมื่อ 2009-01-30.

[27] "Naming Stars". Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). สืบค้นเมื่อ 2009-01-30.

[naming-28] 28.0 ^28.1 "The Naming of Stars". National Maritime Museum. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[29] Adams, Cecil (1998-04-01). "Can you pay $35 to get a star named after you?". The Straight Dope. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[30] Solent Amateur Astronomers Society Consumer Survey

[constants-31] 31.0 ^31.1 Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal. 583 (2): 1024–1039. doi:10.1086/345408.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[32] Tripathy, S. C.; Antia, H. M. (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics. 186 (1/2): 1–11. doi:10.1023/A:1005116830445.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[33] Woodward, P. R. (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics. 16: 555–584. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.

[34] Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. pp. 57–68. ISBN 1860945015.

[35] Seligman, Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". Self-published. สืบค้นเมื่อ 2006-09-05.

[36] Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". ใน Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier (บ.ก.). Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995. Space Telescope Science Institute. p. 491. สืบค้นเมื่อ 2006-07-14. {{cite conference}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |booktitle= ถูกละเว้น แนะนำ (|book-title=) (help)CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[smith04-37] Smith, Michael David (2004). The origin of stars. p. 176. ISBN 1860945015. {{cite book}}: ข้อความ "publisherImperial College Press" ถูกละเว้น (help)

[38] Megeath, Tom (May 11, 2010). "Herschel finds a hole in space". ESA. สืบค้นเมื่อ 2010-05-17.

[39] Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733–791. doi:10.1086/190603.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[sun_future-40] 40.0 ^40.1 Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. 418: 457. doi:10.1086/173407.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[41] Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L. (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal. 574 (1): 412–425. doi:10.1086/340797.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[42] Loore, C. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251–259. {{cite journal}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)

[43] "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. สืบค้นเมื่อ 2006-09-07.

[44] Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S. (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics. 373: 597–607. doi:10.1051/0004-6361:20010626.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[45] "Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. 2004-06-18. สืบค้นเมื่อ 2006-08-26.

[sun_future_schroder-46] Schröder, K.-P. (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386: 155. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. {{cite journal}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help) See also Palmer, Jason (2008-02-22). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. สืบค้นเมื่อ 2008-03-24.

[hinshaw-47] 47.0 ^47.1 Hinshaw, Gary (2006-08-23). "The Life and Death of Stars". NASA WMAP Mission. สืบค้นเมื่อ 2006-09-01.

[48] Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. doi:10.1086/191565. สืบค้นเมื่อ 2007-03-03.

[49] "What is a star?". Royal Greenwich Observatory. สืบค้นเมื่อ 2006-09-07.

[50] Liebert, J. (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics. 18 (2): 363–398. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051.

[supernova-51] 51.0 ^51.1 ^51.2 "Introduction to Supernova Remnants". Goddard Space Flight Center. 2006-04-06. สืบค้นเมื่อ 2006-07-16.

[52] Fryer, C. L. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity. 20: S73–S80. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309.

[53] Szebehely, Victor G. (1985). Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. ISBN 9027720460. {{cite book}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)

[54] "Most Milky Way Stars Are Single" (Press release). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2006-01-30. สืบค้นเมื่อ 2006-07-16.

[55] "What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?". Royal Greenwich Observatory. สืบค้นเมื่อ 2006-07-18.

[56] "Hubble Finds Intergalactic Stars". Hubble News Desk. 1997-01-14. สืบค้นเมื่อ 2006-11-06.

[57] "Astronomers count the stars". BBC News. 2003-07-22. สืบค้นเมื่อ 2006-07-18.

[58] 3.99 × 10¹³ กม. / (3 × 10⁴ กม./ชม. × 24 × 365.25) = 1.5 × 10⁵ ปี

[59] Holmberg, J.; Flynn, C. (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 313 (2): 209–216. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x. สืบค้นเมื่อ 2006-07-18.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[DarkMatter-60] "Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic". CNN News. 2000-06-02. สืบค้นเมื่อ 2006-07-21.

[61] Lombardi, Jr., J. C. (2002). "Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers". The Astrophysical Journal. 568: 939–953. doi:10.1086/339060. {{cite journal}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)

[62] Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J (2007-05-11). "Nearby Star Is A Galactic Fossil". Science Daily. สืบค้นเมื่อ 2007-05-10.{{cite news}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[63] Frebel, Anna; และคณะ (May, 2007). "Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium". Astrophysical Journal Letters. 660 (2): L117–L120. Bibcode:2007ApJ...660L.117F. doi:10.1086/518122. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help); ใช้ et al. อย่างชัดเจน ใน |author= (help)

[64] Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (2006-07-13). "How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?". Scientific American. สืบค้นเมื่อ 2007-05-11.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[65] Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420–432. doi:10.1086/304125. สืบค้นเมื่อ 2007-05-11.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[66] Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. p. 78. ISBN 0470013060.

[67] Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). "Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared". Journal of Astrophysics and Astronomy. 16: 332. สืบค้นเมื่อ 2007-07-05.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[68] Davis, Kate (2000-12-01). "Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis". AAVSO. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[69] Loktin, A. V. (2006). "Kinematics of stars in the Pleiades open cluster". Astronomy Reports. 50 (9): 714–721. Bibcode:2006ARep...50..714L. doi:10.1134/S1063772906090058. {{cite journal}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |month= ถูกละเว้น (help)

[70] "Hipparcos: High Proper Motion Stars". ESA. 1999-09-10. สืบค้นเมื่อ 2006-10-10.

[71] Johnson, Hugh M. (1957). "The Kinematics and Evolution of Population I Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54. doi:10.1086/127012.

[72] Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). "The Formation of Star Clusters". American Scientist. 86 (3): 264. doi:10.1511/1998.3.264. สืบค้นเมื่อ 2006-08-23.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[73] Brainerd, Jerome James (2005-07-06). "X-rays from Stellar Coronas". The Astrophysics Spectator. สืบค้นเมื่อ 2007-06-21.

[74] Berdyugina, Svetlana V. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews. สืบค้นเมื่อ 2007-06-21.

[75] Smith, Nathan (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Mercury Magazine. Astronomical Society of the Pacific. 27: 20. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[76] "NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy". NASA News. 2005-03-03. สืบค้นเมื่อ 2006-08-04.

[77] "Ferreting Out The First Stars". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2005-09-22. สืบค้นเมื่อ 2006-09-05.

[78] "Weighing the Smallest Stars". ESO. 2005-01-01. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[79] Boss, Alan (2001-04-03). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.

[minimum-80] 80.0 ^80.1 Shiga, David (2006-08-17). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist. สืบค้นเมื่อ 2006-08-23.

[81] "Hubble glimpses faintest stars". BBC. 2006-08-18. สืบค้นเมื่อ 2006-08-22.

[82] "Flattest Star Ever Seen". ESO. 2003-06-11. สืบค้นเมื่อ 2006-10-03.

[83] Fitzpatrick, Richard (2006-02-13). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. สืบค้นเมื่อ 2006-10-04.

[84] Villata, Massimo (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 257 (3): 450–454.

[85] "A History of the Crab Nebula". ESO. 1996-05-30. สืบค้นเมื่อ 2006-10-03.

[astronomynotes-86] Strobel, Nick (2007-08-20). "Properties of Stars: Color and Temperature". Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-06-26. สืบค้นเมื่อ 2007-10-09.

[87] Seligman, Courtney. "Review of Heat Flow Inside Stars". Self-published. สืบค้นเมื่อ 2007-07-05.

[aps_mss-88] 88.0 ^88.1 "Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. 2005-02-16. สืบค้นเมื่อ 2006-10-10.

[zeilik-89] Zeilik, Michael A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed. ed.). Saunders College Publishing. p. 321. ISBN 0030062284. {{cite book}}: |edition= has extra text (help); ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)

[90] Roach, John (2003-08-27). "Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind". National Geographic News. สืบค้นเมื่อ 2006-06-13.

[91] "The Colour of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[92] "Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun". Hubble News Desk. 2004-07-15. สืบค้นเมื่อ 2006-05-24.

[93] Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal. 532: 1192–1196. doi:10.1086/308617.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[94] Staff (2006-01-10). "Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator". National Optical Astronomy Observatory. สืบค้นเมื่อ 2007-11-18.

[Michelson_Starspots-95] Michelson, A. A.; Pease, F. G. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. Max Planck Society.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[96] Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics. 61 (6): 809–813.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[97] Chugainov, P. F. (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars". Information Bulletin on Variable Stars. 520: 1–3.

[98] "Magnitude". National Solar Observatory—Sacramento Peak. สืบค้นเมื่อ 2006-08-23.

[luminosity-99] 99.0 ^99.1 "Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[100] Hoover, Aaron (2004-01-05). "Star may be biggest, brightest yet observed". HubbleSite. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.

[101] "Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397". HubbleSite. 2006-08-17. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.

[102] Smith, Gene (1999-04-16). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. สืบค้นเมื่อ 2006-10-12.

[103] Fowler, A. (1891–2). "The Draper Catalogue of Stellar Spectra". Nature, a Weekly Illustrated Journal of Science. 45: 427–8. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |year= (help)

[carlos-104] Jaschek, Carlos (1990). The Classification of Stars. Cambridge University Press. ISBN 0521389968. {{cite book}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)

[spectrum-105] 105.0 ^105.1 ^105.2 MacRobert, Alan M. "The Spectral Types of Stars". Sky and Telescope. สืบค้นเมื่อ 2006-07-19.

[106] "White Dwarf (wd) Stars". White Dwarf Research Corporation. สืบค้นเมื่อ 2006-07-19.

[variables-107] 107.0 ^107.1 ^107.2 ^107.3 "Types of Variable Stars". AAVSO. สืบค้นเมื่อ 2006-07-20.

[108] "Cataclysmic Variables". NASA Goddard Space Flight Center. 2004-11-01. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.

[hansen-109] Hansen, Carl J. (2004). Stellar Interiors. Springer. ISBN 0387200894. {{cite book}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |coauthors= ถูกละเว้น แนะนำ (|author=) (help)

[Schwarzschild-110] 110.0 ^110.1 ^110.2 Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5.

[111] "Formation of the High Mass Elements". Smoot Group. สืบค้นเมื่อ 2006-07-11.

[imagine-112] 112.0 ^112.1 "What is a Star?". NASA. 2006-09-01. สืบค้นเมื่อ 2006-07-11.

[113] "The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT" (Press release). ESO. 2001-08-01. สืบค้นเมื่อ 2006-07-10.

[114] Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B. (2005). "Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields". Science. 309 (5743): 2027–2029. doi:10.1126/science.1117542. PMID 16179471.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[synthesis-115] 115.0 ^115.1 ^115.2 ^115.3 Wallerstein, G.; Iben Jr., I.; Parker, P.; Boesgaard, A. M.; Hale, G. M.; Champagne, A. E.; Barnes, C. A.; KM-dppeler, F.; Smith, V. V.; Hoffman, R. D.; Timmes, F. X.; Sneden, C.; Boyd, R. N.; Meyer, B. S.; Lambert, D. L. (1999). "Synthesis of the elements in stars: forty years of progress" (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995–1084. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. สืบค้นเมื่อ 2006-08-04.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[116] การวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยเทคโนโลยีราชมงคล, สืบค้นวันที่ 1 มีนาคม 2554

[117] Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). "Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03". Astronomy and Astrophysics Supplement. 141: 371–383. doi:10.1051/aas:2000126.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[118] Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). "The evolution and explosion of massive stars". Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015–1071. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[119] 11.5 วันเท่ากับ 0.0315 ปี

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]

[84]

[85]

[86]

[87]

[88]

[89]

[90]

[91]

[92]

[93]

[94]

[95]

[96]

[97]

[98]

[99]

[100]

@@ บรรทัด 1: / บรรทัด 1: @@
 {{บทความคัดสรร}}
 [[ไฟล์:Starsinthesky.jpg|right|300px|thumb|ย่านก่อตัวของดาวฤกษ์ในดาราจักร[[เมฆแมเจลแลนใหญ่]] ภาพจาก [[NASA]]/[[ESA]]]]
-''' ดาวฤกษ์''' คือ[[วัตถุท้องฟ้า]]ที่เป็นก้อน[[พลาสมา (สถานะของสสาร)|พลาสมา]]สว่างขนาดใหญ่ที่คงอยู่ได้ด้วย[[แรงโน้มถ่วง]] ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้[[โลก]]มากที่สุด คือ ดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นแหล่ง[[พลังงาน]]หลักของโลก เราสามารถมองเห็นดาวฤกษ์อื่น ๆ ได้บนท้องฟ้ายามราตรี หากไม่มีแสงจากดวงอาทิตย์บดบัง ในประวัติศาสตร์ ดาวฤกษ์ที่โดดเด่นที่สุดบน[[ทรงกลมท้องฟ้า]]จะถูกจัดเข้าด้วยกันเป็น[[กลุ่มดาว]] และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดจะได้รับการตั้งชื่อโดยเฉพาะ นักดาราศาสตร์ได้จัดทำ[[บัญชีรายชื่อดาวฤกษ์]]เพิ่มเติมขึ้นมากมาย เพื่อใช้เป็นมาตรฐานใน[[การตั้งชื่อดาวฤกษ์]]
+''' ดาวฤกษ์''' คือโฮกปิ๊ปที่เป็นก้อน[[พลาสมา (สถานะของสสาร)|พลาสมา]]สว่างขนาดใหญ่ที่คงอยู่ได้ด้วย[[แรงโน้มถ่วง]] ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้[[โลก]]มากที่สุด คือ ดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นแหล่ง[[พลังงาน]]หลักของโลก เราสามารถมองเห็นดาวฤกษ์อื่น ๆ ได้บนท้องฟ้ายามราตรี หากไม่มีแสงจากดวงอาทิตย์บดบัง ในประวัติศาสตร์ ดาวฤกษ์ที่โดดเด่นที่สุดบน[[ทรงกลมท้องฟ้า]]จะถูกจัดเข้าด้วยกันเป็น[[กลุ่มดาว]] และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดจะได้รับการตั้งชื่อโดยเฉพาะ นักดาราศาสตร์ได้จัดทำ[[บัญชีรายชื่อดาวฤกษ์]]เพิ่มเติมขึ้นมากมาย เพื่อใช้เป็นมาตรฐานใน[[การตั้งชื่อดาวฤกษ์]]
 ตลอดอายุขัยส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์ มันจะเปล่งแสงได้เนื่องจาก[[นิวเคลียร์ฟิวชั่น|ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ฟิวชั่น]]ที่แกนของดาว ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานจากภายในของดาว จากนั้นจึง[[การแผ่รังสี|แผ่รังสี]]ออกไปสู่[[อวกาศ]] [[ธาตุเคมี]]เกือบทั้งหมดซึ่งเกิดขึ้นโดยธรรมชาติและหนักกว่า[[ฮีเลียม]]มีกำเนิดมาจากดาวฤกษ์ทั้งสิ้น โดยอาจเกิดจาก[[การสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์]]ระหว่างที่ดาวยังมีชีวิตอยู่ หรือเกิดจาก[[การสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวา]]หลังจากที่ดาวฤกษ์เกิดการระเบิดหลังสิ้นอายุขัย [[นักดาราศาสตร์]]สามารถระบุขนาดของ[[มวล]] อายุ [[ความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)|ส่วนประกอบทางเคมี]] และคุณสมบัติของดาวฤกษ์อีกหลายประการได้จากการสังเกต[[สเปกตรัม]] ความสว่าง และการเคลื่อนที่ในอวกาศ มวลรวมของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดหลักในลำดับ[[วิวัฒนาการของดาวฤกษ์|วิวัฒนาการ]]และชะตากรรมในบั้นปลายของดาว ส่วนคุณสมบัติอื่นของดาวฤกษ์ เช่น เส้นผ่านศูนย์กลาง การหมุน การเคลื่อนที่ และอุณหภูมิ ถูกกำหนดจากประวัติวิวัฒนาการของมัน แผนภาพคู่ลำดับระหว่างอุณหภูมิกับความสว่างของดาวฤกษ์จำนวนมาก ที่รู้จักกันในชื่อ [[ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์]] (H-R ไดอะแกรม) ช่วยทำให้สามารถระบุอายุและรูปแบบวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ได้
@@ บรรทัด 43: / บรรทัด 43: @@
 | url = http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
 | title = Other ancient calendars | publisher = WebExhibits
-| accessdate = 2006-12-10 }}</ref> [[ปฏิทินเกรกอเรียน]] ซึ่งใช้กันอยู่แพร่หลายในโลกปัจจุบัน จัดเป็น[[ปฏิทินสุริยคติ]]ที่ตั้งอยู่บนพื้นฐานของมุมของแกนหมุนของโลกโดยเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุด คือ ดวงอาทิตย์
+| accessdate = 2006-12-10 }}</ref> [[ปฏิทินเกรกอเรียน]] ซึ่งใช้กันอยู่แพร่หลายในโลกปัจจุบัน จัดเป็น[[ปฏิทินสุริยคติ]]ที่ตั้งอยู่บนพื้นฐานของมุมของแกนหมุนของโลกโดยเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุด คือ ดวงอาทิตยบะลั่กๆอุกๆจุๆวู้ๆ
+งได้ก่อตั้งสถาบันวิจัย[[หอดูดาว]]ขนาดใหญ่แห่งแรก โดยมีวัตถุประสงค์หลักในการจัดทำแ[[กระจุกดาวบรอกคี|รอกคี]]) และ[[ดาราจักร|ดารา]]ะสัมผัสกับดาวอีกดวงหนึ่ง และปรากฏให้เห็นเป็นภาพต่อเนื่องกันด้วยผลของการหักเหจากสารที่อยู่เหนือโลก เขาอ้างอิงจากหลักฐานการสังเกตจากปรากฏการณ์[[ดาวล้อมเดือน]]ของ[[ดาวพฤหัสบดี]]และ[[ดาวอังคาร]] เมื่อราว[[ฮิจญ์เราะหฺศักราช|ฮ.ศ.]] 500 (ค.ศ. 1106/1107) <ref name="Montada">{{cite web
-[[แผนที่ดาว]]อันแม่นยำที่เก่าแก่ที่สุด ปรากฏขึ้นในสมัย[[อียิปต์โบราณ]] เมื่อราว 1,534 ปีก่อนคริสตกาล<ref>{{cite journal
-| last = von Spaeth | first=Ove
-| title = Dating the Oldest Egyptian Star Map
-| journal = Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology
-| year = 2000 | volume=42 | issue=3 | pages=159–179
-| url = http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp
-| accessdate = 2007-10-21 }}</ref> นักดาราศาสตร์บาบิโลน แห่ง[[เมโสโปเตเมีย]]ได้รวบรวม[[บัญชีรายชื่อดาวฤกษ์บาบิโลน|บัญชีรายชื่อดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดที่เคยรู้จัก]]ขึ้นในช่วงปลายคริสต์สหัสวรรษที่ 2 ก่อนคริสตกาล ระหว่างสมัย[[คัสไซท์]] (ประมาณ 1531-1155 ปีก่อนคริสตกาล) <ref name="north 1995 30 31">{{cite book
-| last = North | first=John | year=1995
-| title = The Norton History of Astronomy and Cosmology
-| location = New York and London | pages=30–31
-| publisher = W.W. Norton & Company | isbn=0393036561 }}</ref> แผนที่ดาวฉบับแรกในดาราศาสตร์กรีกสร้างขึ้นโดย[[อริสทิลลัส]] เมื่อราว 300 ปีก่อนคริสตกาล ด้วยความช่วยเหลือของ[[ทิโมชาริส]]<ref>{{cite book
-| last = Murdin | first=P. | year=2000 | month=November
-| chapter = Aristillus (c. 200 BC)
-| doi = 10.1888/0333750888/3440
-| title = Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics | chapterurl=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000eaa..bookE3440
-| accessdate = 2009-06-02 }}</ref> แผนที่ดาวของ[[ฮิปปาร์คัส]] (2 ศตวรรษก่อนคริสตกาล) ปรากฏดาวฤกษ์ 1,020 ดวง และใช้เพื่อรวบรวมแผนที่ดาวของ[[ปโตเลมี]]<ref>{{cite book
-| first = Gerd | last=Grasshoff | year=1990
-| title = The history of Ptolemy's star catalogue
-| publisher = Springer | pages=1–5 | isbn=0387971815 }}</ref> ฮิปปาร์คัสเป็นที่รู้จักกันว่าเป็นผู้ค้นพบ''[[โนวา]]'' (ดาวใหม่) คนแรกเท่าที่เคยมีการบันทึก<ref>{{cite web
-| first = Antonios D. | last=Pinotsis
-| title = Astronomy in Ancient Rhodes
-| publisher = Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens | url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html
-| accessdate = 2009-06-02 }}</ref> ชื่อของกลุ่มดาวและดาวฤกษ์ที่ใช้กันอยู่ในปัจจุบันนี้โดยมากแล้วสืบมาจากดาราศาสตร์กรีก
-ถึงแม้จะมีความเชื่อเก่าแก่อยู่ว่าสรวงสวรรค์นั้นไม่เปลี่ยนแปลง ทว่านักดาราศาสตร์ชาวจีนกลับพบว่ามีดวงดาวใหม่ปรากฏขึ้นได้<ref name="clark">{{cite conference
-| author = Clark, D. H.; Stephenson, F. R.
-| title = The Historical Supernovae
-| booktitle = Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute
-| pages = 355-370
-| publisher = Dordrecht, D. Reidel Publishing Co
-| date = 1981-06-29 | location = Cambridge, England
-| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1982sscr.conf..355C
-| accessdate = 2006-09-24 }}</ref> ในปี ค.ศ. 185 ชาวจีนเป็นพวกแรกที่สังเกตการณ์และบันทึกเกี่ยวกับ[[ซูเปอร์โนวา]] ซึ่งเป็นที่รู้จักกันว่า [[SN 185]]<ref>{{cite journal
-| author = Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang
-| title = The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova
-| journal = Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics
-| year = 2006 | volume=6 | issue=5 | pages=635–640 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 }}</ref> เหตุการณ์ของดวงดาวที่สว่างที่สุดเท่าที่เคยบันทึกในประวัติศาสตร์ คือ ซูเปอร์โนวา [[SN 1006]] ซึ่งเกิดขึ้นในปี ค.ศ. 1006 สังเกตพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวอียิปต์ [[อาลี อิบนุ ริดวาน]] และนักดาราศาสตร์ชาวจีนอีกหลายคน<ref>{{cite web
-| date = March 5, 2003
-| url = http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
-| title = Astronomers Peg Brightness of History’s Brightest Star
-| publisher = NAOA News | accessdate=2006-06-08 }}</ref> ซูเปอร์โนวา [[SN 1054]] ซึ่งเป็นต้นกำเนิดของ[[เนบิวลาปู]] ถูกสังเกตพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและชาวอิสลาม<ref name="SN1054">{{cite web
-| author = Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine
-| date = August 30, 2006 | work=SEDS
-| publisher = University of Arizona
-| title = Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula
-| url = http://www.seds.org/messier/more/m001_sn.html
-}}</ref><ref name="PASP1942">{{cite journal
-| last = Duyvendak | first=J. J. L.
-| title = Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles
-| journal = Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=91–94
-| month = April | year=1942 | bibcode=1942PASP...54...91D
-| doi = 10.1086/125409 }}<br />
-{{Cite journal
-| last = Mayall | first=N. U. | last2=Oort |first2=Jan Hendrik
-| title = Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects
-| journal = Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=95–104 | month=April
-| year = 1942 | bibcode=1942PASP...54...95M
-| doi = 10.1086/125410 }}</ref><ref>{{cite journal
-| last = Brecher | first=K. | coauthors=''et al.'' | year=1983
-| title = Ancient records and the Crab Nebula supernova
-| journal = The Observatory | volume=103 | pages=106-113
-| bibcode = 1983Obs...103..106B }}</ref>
-นักดาราศาสตร์ชาวอิสลามในยุคกลางได้ตั้งชื่อ[[ภาษาอารบิก]]ให้แก่ดาวฤกษ์หลายดวง และยังคงมีการใช้ชื่อเหล่านั้นอยู่จนถึงปัจจุบัน พวกเขายังคิดค้นเครื่องมือวัดทางดาราศาสตร์มากมายซึ่งสามารถคำนวณตำแหน่งของดวงดาวได้ พวกเขายังได้ก่อตั้งสถาบันวิจัย[[หอดูดาว]]ขนาดใหญ่แห่งแรก โดยมีวัตถุประสงค์หลักในการจัดทำแผนที่ดาว ''[[ซิจ]]''<ref>{{cite journal
-| last = Kennedy |first=Edward S. |year=1962
-| title = Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili
-| journal = Isis |volume=53
-| issue = 2 |pages=237–239 |doi=10.1086/349558 }}</ref> ในหมู่นักดาราศาสตร์เหล่านี้ ''[[ตำราดาวฤกษ์]]'' (Book of Fixed Stars; ค.ศ. 964) ถูกเขียนขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาว[[เปอร์เซีย]] [[อับดุลราฮ์มาน อัล-ซูฟี]] ผู้ซึ่งสามารถค้นพบดาวฤกษ์ รวมทั้ง[[กระจุกดาว]] (รวมทั้ง [[กระจุกดาวโอมิครอน เวโลรัม]] และ[[กระจุกดาวบรอกคี]]) และ[[ดาราจักร]] (รวมทั้ง [[ดาราจักรแอนโดรเมดา]]) เป็นจำนวนมาก<ref name=Jones>{{cite book
-| title = Messier's nebulae and star clusters
-| first = Kenneth Glyn | last=Jones
-| publisher = Cambridge University Press
-| year = 1991 | isbn=0521370795 | page=1 }}</ref> ในคริสต์ศตวรรษที่ 11 นักวิชาการ[[ผู้รู้รอบด้าน]]ชาวเปอร์เซีย [[อาบู รายัน อัล-บิรูนิ]] (Abū Rayhān al-Bīrūnī) ได้พรรณนาลักษณะของดาราจักร[[ทางช้างเผือก]]ว่าประกอบด้วยชิ้นส่วนดาวฤกษ์ซึ่งมีคุณสมบัติ[[เนบิวลา|เหมือนเมฆ]]จำนวนมาก และยังระบุ[[ละติจูด]]ของดาวฤกษ์หลายดวงได้ในระหว่างปรากฏการณ์[[จันทรุปราคา]]ในปี [[ค.ศ. 1019]]<ref>{{cite web
-| last = Zahoor | first=A. | year=1997
-| url = http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
-| title = Al-Biruni | publisher=Hasanuddin University
-| accessdate = 2007-10-21 }}</ref> นักดาราศาสตร์[[อัล-อันดะลุส|ชาวอันดะลุส]] [[อิบันบาจจาห์]] เสนอว่าทางช้างเผือกประกอบขึ้นจากดาวฤกษ์จำนวนมากจนดาวดวงหนึ่งเกือบจะสัมผัสกับดาวอีกดวงหนึ่ง และปรากฏให้เห็นเป็นภาพต่อเนื่องกันด้วยผลของการหักเหจากสารที่อยู่เหนือโลก เขาอ้างอิงจากหลักฐานการสังเกตจากปรากฏการณ์[[ดาวล้อมเดือน]]ของ[[ดาวพฤหัสบดี]]และ[[ดาวอังคาร]] เมื่อราว[[ฮิจญ์เราะหฺศักราช|ฮ.ศ.]] 500 (ค.ศ. 1106/1107) <ref name=Montada>{{cite web
 | first = Josep Puig | last=Montada
 | title = Ibn Bajja | publisher=[[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]
 | url = http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
-| date = September 28, 2007 | accessdate=2008-07-11 }}</ref>
+| date = September 28, 2007 | accessdate=2008-07-11 }}</ref>                                          โอเย้ๆ
-นักดาราศาสตร์[[ยุโรป]]ในยุคต้น ๆ อาทิ [[ไทโค บราเฮ]] ได้ค้นพบดาวฤกษ์ใหม่ปรากฏบนท้องฟ้ากลางคืน (ต่อมาเรียกชื่อว่า ''โนวา'') และเสนอว่า แท้จริงแล้วสรวงสวรรค์ไม่ใช่เปลี่ยนแปลงมิได้ ปี ค.ศ. 1584 [[จิออร์ดาโน บรูโน]] เสนอแนวคิดว่าดาวฤกษ์ต่าง ๆ ก็เป็นเหมือนดวงอาทิตย์ดวงอื่น ๆ และอาจมี[[ดาวเคราะห์นอกระบบ|ดาวเคราะห์]]ของมันเองโคจรอยู่รอบ ๆ ซึ่งดาวเคราะห์บางดวงอาจมีลักษณะเหมือนโลกก็เป็นได้<ref name="he history">{{cite web
+นักดาราศาสตร์[[ยุโรป]]ในยุคต้น ๆ อาทิ [[ไทโค บราเฮ]] ได้ค้นพบดาวฤกษ์ใหม่ปรากฏบนท้องฟ้ากลางคืน (ต่อมาเรียกชื่อว่า ''โนวา'') และเสนอว่า แท้จริงแล้วสรวงสวรรค์ไม่ใช่เปลี่ยนแปลงมิได้ ปี ค.ศ. 1584 [[จิออร์ดาโน บรูโน]] เส[[เอพิคุรุส|คุรุส]]<ref>{{cite web
-| last = Drake | first = Stephen A.
-| date = 2006-08-17
-| url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html
-| title = A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy
-| publisher = NASA HEASARC | accessdate = 2006-08-24
-}}</ref> แนวคิดทำนองนี้เคยมีการนำเสนอมาก่อนแล้วตั้งแต่สมัย[[กรีกโบราณ]]โดยนักปรัชญาบางคนเช่น [[ดีโมครีตุส]]และ[[เอพิคุรุส]]<ref>{{cite web
 | date = 2006-07-24
 | url = http://www.eso.org/outreach/eduoff/edu-prog/catchastar/CAS2004/casreports-2004/rep-226/
@@ บรรทัด 142: / บรรทัด 61: @@
 | pages = 395–403 [402]
 | doi = 10.1016/0083-6656 (95) 00033-X
-| doi_brokendate = 2010-03-19 }}</ref> อย่างเช่น [[ฟาคีร์ อัลดิน อัลราซี]]<ref name=Setia>{{cite journal
+| doi_brokendate = 2010-03-19 }}</ref> อย่างเช่น [[ฟาคีร์ อัลดิน อัลราซี]]<ref name="Setia">{{cite journal
 | title = Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey
 | first = Adi | last=Setia | journal=Islam & Science
@@ บรรทัด 153: / บรรทัด 72: @@
 | accessdate = 2006-08-24 }}</ref>
-นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี [[เจมิเนียโน มอนทานารี]] ได้บันทึกผลสังเกตการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างของ[[ดาวอัลกอล]]ในปี ค.ศ. 1667 [[เอ็ดมันด์ ฮัลเลย์]] ตีพิมพ์ผลการวัด[[ความเร็วแนวเล็ง]]ของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงกันคู่หนึ่ง เพื่อแสดงให้เห็นว่ามีการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของดาวนับจากช่วงเวลาที่[[ทอเลมี]]กับ[[ฮิปปาร์คัส]] นักดาราศาสตร์[[กรีกโบราณ]] เคยบันทึกเอาไว้ การวัดระยะทางระหว่างดาวโดยตรงครั้งแรกทำโดย [[ฟรีดดริค เบสเซล]] ในปี ค.ศ. 1838 โดยใช้วิธี[[พารัลแลกซ์]]กับดาว [[61 Cygni]] ซึ่งอยู่ห่างไป 11.4 ปีแสง การตรวจวัดด้วยวิธีพารัลแลกซ์นี้ช่วยให้มนุษย์ทราบระยะทางอันกว้างใหญ่ระหว่างดวงดาวต่าง ๆ บนสรวงสวรรค์<ref name="he history" />
+นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี [[เจมิเนียโน มอนทานารี]] ได้บันทึกผลสังเกตการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างของ[[ดาวอัลกอล]]ในปี ค.ศ. 1667 [[เอ็ดมันด์ ฮัลเลย์]] ตีพิมพ์ผลการวัด[[ความเร็วแนวเล็ง]]ของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงกันคู่หนึ่ง เพื่อแสดงให้เห็นว่ามีการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของดาวนับจากช่วงเวลาที่[[ทอเลมี]]กับ[[ฮิปปาร์คัส]] นักดาราศาสตร์[[กรีกโบราณ]] เคยบันทึกเอาไว้ การวัดระยะทางระหว่างดาวโดยตรงครั้งแรกทำโดย [[ฟรีดดริค เบสเซล]] ในปี ค.ศ. 1838 โดยใช้วิธี[[พารัลแลกซ์]]กับดาว [[61 Cygni]] ซึ่งอยู่ห่างไป 11.4 ปีแสง การตรวจวัดด้วยวิธีพารัลแลกซ์นี้ช่วยให้มนุษย์ทราบระยะทางอันกว้างใหญ่ระหว่างดวงดาวต่าง ๆ บนสรวงสวรรค์<ref name="he history">{{cite web|last=Drake|first=Stephen A.|date=2006-08-17|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html|title=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy|publisher=NASA HEASARC|accessdate=2006-08-24}}</ref>
 [[วิลเลียม เฮอร์เชล]] เป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่พยายามตรวจหาการกระจายตัวของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1780 เขาได้ทำการตรวจวัดดวงดาวในทิศทางต่าง ๆ มากกว่า 600 แบบ และนับจำนวนดาวฤกษ์ที่มองเห็นในแต่ละทิศทางนั้น ด้วยวิธีนี้เขาพบว่า จำนวนของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้นอย่างสม่ำเสมอไปทางด้านหนึ่งของท้องฟ้า คือในทิศทางที่มุ่งเข้าสู่ใจกลางของ[[ทางช้างเผือก]] [[จอห์น เฮอร์เชล]] บุตรชายของเขาได้ทำการศึกษาซ้ำเช่นนี้อีกครั้งในเขตซีกโลกใต้ และพบผลลัพธ์ที่เป็นไปในทิศทางเดียวกัน<ref>{{cite journal
@@ บรรทัด 343: / บรรทัด 262: @@
 [[ไฟล์:H-R diagram -edited-3.gif|thumb|300px|ตัวอย่างแสดงตำแหน่งของดาวฤกษ์ต่าง ๆ บน[[ไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์]] ดวงอาทิตย์อยู่บริเวณเกือบกึ่งกลางของแถบ (ดูเพิ่มใน [[การจัดประเภทดาวฤกษ์]])]]
-ระยะเวลาที่ดาวฤกษ์จะอยู่บนแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลเชื้อเพลิงตั้งต้นกับอัตราเผาผลาญเชื้อเพลิงของดาวฤกษ์นั้น ๆ กล่าวอีกนัยหนึ่งคือมวลตั้งต้นและความส่องสว่างของดาวฤกษ์นั่นเอง สำหรับดวงอาทิตย์ ประมาณว่าจะอยู่บนแถบลำดับหลักประมาณ 10<sup>10</sup> ปี ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะเผาผลาญเชื้อเพลิงในอัตราเร็วมากและมีอายุสั้น ขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็ก (คือดาวแคระ) จะเผาผลาญเชื้อเพลิงในอัตราที่ช้ากว่าและสามารถอยู่บนแถบลำดับหลักได้นานหลายหมื่นหรือหลายแสนล้านปี ซึ่งในบั้นปลายของอายุ มันจะค่อย ๆ หรี่จางลงเรื่อย ๆ <ref name="late stages" /> อย่างไรก็ดี อายุของ[[เอกภพ]]ที่ประมาณการไว้ในปัจจุบันอยู่ที่ 13,700 ล้านปี ดังนั้นจึงไม่อาจค้นพบดาวฤกษ์ดังที่กล่าวมานี้ได้
+ระยะเวลาที่ดาวฤกษ์จะอยู่บนแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลเชื้อเพลิงตั้งต้นกับอัตราเผาผลาญเชื้อเพลิงของดาวฤกษ์นั้น ๆ กล่าวอีกนัยหนึ่งคือมวลตั้งต้นและความส่องสว่างของดาวฤกษ์นั่นเอง สำหรับดวงอาทิตย์ ประมาณว่าจะอยู่บนแถบลำดับหลักประมาณ 10<sup>10</sup> ปี ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะเผาผลาญเชื้อเพลิงในอัตราเร็วมากและมีอายุสั้น ขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็ก ระ) จะเผาผลาญเชื้อเพลิงในอัตราที่ช้ากว่าและสามารถอยู่บนแถบลำดับหลักได้นานหลายหมื่นหรือหลายแสนล้านปี ซึ่งในบั้นปลายของอายุ มันจะค่อย ๆ หรี่จางลงเรื่อย ๆ <ref name="late stages" /> อย่างไรก็ดี อายุของ[[เอกภพ]]ที่ประมาณการไว้ในปัจจุบันอยู่ที่ 13,700 ล้านปี ดังนั้นจึงไม่อาจค้นพบดาวฤกษ์ดังที่กล่าวมานี้ได้
 นอกเหนือจากมวล องค์ประกอบของธาตุหนักที่หนักกว่าฮีเลียมก็มีบทบาทสำคัญต่อวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เช่นกัน ในทางดาราศาสตร์ ธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมจะเรียกว่าเป็น "โลหะ" และความเข้มข้นทางเคมีของธาตุเหล่านี้จะเรียกว่า [[ค่าความเป็นโลหะ]] ค่านี้มีอิทธิพลต่อช่วงเวลาที่ดาวฤกษ์เผาผลาญเชื้อเพลิง รวมถึงควบคุมการกำเนิดสนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์<ref>{{cite journal
@@ บรรทัด 355: / บรรทัด 274: @@
 | url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | title = Mass loss and Evolution | publisher = UCL Astrophysics Group
-| accessdate = 2006-08-26 }}</ref> ดาวฤกษ์ชนิด[[ดารากร 2]] ซึ่งมีอายุเก่าแก่กว่าจะมีค่าความเป็นโลหะน้อยกว่าดาวฤกษ์รุ่นใหม่ หรือดาวฤกษ์แบบ[[ดารากร 3]] เนื่องมาจากองค์ประกอบที่มีอยู่ในเมฆโมเลกุลอันดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นมานั่นเอง ยิ่งเวลาผ่านไป เมฆเหล่านี้จะมีส่วนประกอบของธาตุหนักเข้มข้นขึ้นเรื่อย ๆ เมื่อดาวฤกษ์เก่าแก่สิ้นอายุขัยและส่งคืนสารประกอบภายในชั้นบรรยากาศของมันกลับไปในอวกาศ
+| accessdate = 2006-08-26 }}</ref> ดาวฤกษ์ชนิด[[ดารากร 2]] ซึ่งมีอายุเก่าแก่กว่าจะมีค่าความเป็นโลหะน้อยกว่าดาวฤกษ์รุ่นใหม่ หรือดาวฤกษ์แบบ[[ดารากร 3]] เนื่องมาจากองค์ประกอบที่มีอยู่ในเมฆโมเลกุลอันดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นมานั่นเอง ยิ่งเวลาผ่านไป เมฆเหล่านี้จะมีส่วนประกอบของธาตุหนักเข้มข้นขึ้นเรื่อย ๆ เมื่อดาวฤกษ์เก่าแก่สิ้นอายุขัยและส่งคืนสารประกอบภายในชั้นบรรยากาศของมันกลับไปในอวกาศ และระเบิดออกมา กลายเป็นโกโก้ครันซ์อ
 === หลังแถบลำดับหลัก ===
@@ บรรทัด 388: / บรรทัด 307: @@
 ==== ดาวมวลมาก ====
 {{บทความหลัก|ดาวยักษ์ใหญ่แดง}}
-[[ไฟล์:Betelgeuse star (Hubble).jpg|thumb|left|[[ดาวบีเทลจุส]] เป็นดาวยักษ์ใหญ่แดง ซึ่งกำลังจะสิ้นอายุขัย]]
+[[ไฟล์:Betelgeuse star (Hubble).jpg|thumb|left|[[ดาวบีเทลจุส]] เป็นดาวยักษ์ใหญ่แดง ซึ่งกำลังจะสิ้นอายุขัย|link=Special:FilePath/Betelgeuse_star_(Hubble).jpg]]
 ระหว่างช่วงการเผาผลาญฮีเลียมของดาวฤกษ์เหล่านี้ ดาวมวลมากซึ่งมีมวลมากกว่า 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะพองตัวออกจนกระทั่งกลายเป็น[[ดาวยักษ์ใหญ่แดง]] เมื่อเชื้อเพลิงที่แกนกลางของดาวยักษ์ใหญ่แดงหมด พวกมันจะยังคงฟิวชั่นธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม
@@ บรรทัด 482: / บรรทัด 401: @@
 | title=Astrophysics: Decoding the Cosmos
 | publisher=John Wiley and Sons | isbn=0470013060
-| page=78 }}</ref> กับสัดส่วนของธาตุหนักอีกเล็กน้อย โดยทั่วไปเราวัดปริมาณของธาตุหนักในรูปขององค์ประกอบเหล็กในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ เนื่องจาก[[เหล็ก]]เป็นธาตุพื้นฐาน และการตรวจวัดเส้นการดูดซับของมันก็ทำได้ง่าย ใน[[เมฆโมเลกุล]]อันเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์จะอุดมไปด้วยธาตุหนักมากมายที่ได้มาจาก[[ซูเปอร์โนวา]]หรือการระเบิดของดาวฤกษ์รุ่นแรก ดังนั้นการตรวจวัดองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์จึงสามารถใช้ประเมินอายุของมันได้<ref>{{cite web
+| page=78 }}</ref> กับสัดส่วนของธาตุหนักอีกเล็กน้อย โดยทั่วไปเราวัดปริมาณของธาตุหนักในรูปขององค์ประกอบเหล็กในชั้นบรรยากาศขาวฤกษ์คือ occultation โดยการตรวจวัดความส่องสว่างของดาวที่ลดลงเนื่องมาจากความสว่างของดวงจันทร์ (หรือจากความส่องสว่างที่เพิ่มขึ้นเมื่อมันปรากฏขึ้นใหม่) แล้วจึงนำมาคำนวณขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์นั้น<ref>{{cite journal
-| date = 2006-09-12 | url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html
-| title = A "Genetic Study" of the Galaxy
-| publisher = ESO | accessdate = 2006-10-10 }}</ref> เราอาจใช้องค์ประกอบธาตุหนักในการวินิจฉัยได้ด้วยว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นน่าจะมี[[ระบบดาวเคราะห์]]ของตนเองหรือไม่<ref>{{cite journal | author= Fischer, D. A.; Valenti, J. | title=The Planet-Metallicity Correlation | journal=The Astrophysical Journal | year=2005 | volume=622 | issue=2 | pages=1102–1117 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622.1102F | doi = 10.1086/428383 <!--Retrieved from CrossRef by DOI bot-->}}</ref>
-ดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบธาตุเหล็กต่ำที่สุดเท่าที่เคยตรวจพบ คือดาวแคระ [[HE1327-2326]] โดยมีองค์ประกอบเหล็กเพียง 1 ใน 200,000 ส่วนของดวงอาทิตย์<ref>{{cite web
-| date = 2005-04-17 | url = http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | title = Signatures Of The First Stars
-| publisher = ScienceDaily | accessdate = 2006-10-10 }}</ref> ในด้านตรงข้าม ดาวฤกษ์ที่มีโลหะธาตุสูงมากคือ [[μ Leonis]] ซึ่งมีธาตุเหล็กสูงกว่าดวงอาทิตย์เกือบสองเท่า อีกดวงหนึ่งคือ [[14 Herculis]] ซึ่งมีดาวเคราะห์เป็นของตนเองด้วย มีธาตุเหล็กสูงกว่าดวงอาทิตย์เกือบสามเท่า<ref>{{cite journal
-| last = Feltzing | first=S. | coauthors=Gonzalez, G.
-| title = The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
-| journal = Astronomy & Astrophysics
-| year = 2000 | volume=367 | pages=253–265
-| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A&A...367..253F
-| accessdate = 2007-11-27
-| doi = 10.1051/0004-6361:20000477 }}</ref> นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบทางเคมีอันแปลกประหลาดอีกหลายดวงซึ่งสังเกตได้จากเส้น[[สเปกตรัม]]ของมัน โดยที่มีทั้ง[[โครเมียม]]กับ[[แรร์เอิร์ท|ธาตุหายาก]]บนโลก<ref>{{cite book
-| first = David F. | last=Gray | year=1992
-| title = The Observation and Analysis of Stellar Photospheres
-| publisher = Cambridge University Press
-| isbn = 0521408687 }}</ref>
-=== เส้นผ่านศูนย์กลาง ===
-[[ไฟล์:Star-sizes.jpg|thumb|250px|ขนาดเปรียบเทียบดาวฤกษ์]]
-ดาวฤกษ์ต่าง ๆ อยู่ห่างจากโลกมาก ดังนั้นนอกจากดวงอาทิตย์แล้ว เราจึงมองเห็นดาวฤกษ์ต่าง ๆ เป็นเพียงจุดแสงเล็ก ๆ ในเวลากลางคืน ส่องแสงกะพริบวิบวับเนื่องมาจากผลจาก[[ชั้นบรรยากาศของโลก]] ดวงอาทิตย์ก็เป็นดาวฤกษ์ดวงหนึ่ง แต่อยู่ใกล้กับโลกมากพอจะปรากฏเห็นเป็นรูปวงกลม และให้แสงสว่างในเวลากลางวัน นอกเหนือจากดวงอาทิตย์แล้ว ดาวฤกษ์ที่มีขนาดปรากฏใหญ่ที่สุดคือ [[R Doradus]] ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมเพียง 0.057 [[พิลิปดา]]<ref>{{cite news
-| title = The Biggest Star in the Sky | publisher=ESO
-| date = 1997-03-11 | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html
-| accessdate = 2006-07-10 }}</ref>
-ภาพของดาวฤกษ์ส่วนมากที่มองเห็นและวัดได้ใน[[ขนาดเชิงมุม]]จะเล็กมากจนต้องอาศัยการสังเกตการณ์บนโลกด้วย[[กล้องโทรทรรศน์]] บางครั้งต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ในเทคนิค interferometer เพื่อช่วยขยายภาพ เทคนิคอีกประการหนึ่งในการตรวจวัดขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์คือ occultation โดยการตรวจวัดความส่องสว่างของดาวที่ลดลงเนื่องมาจากความสว่างของดวงจันทร์ (หรือจากความส่องสว่างที่เพิ่มขึ้นเมื่อมันปรากฏขึ้นใหม่) แล้วจึงนำมาคำนวณขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์นั้น<ref>{{cite journal
 | author = Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M.
 | title = Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared
@@ บรรทัด 533: / บรรทัด 424: @@
 | doi=10.1134/S1063772906090058 | bibcode=2006ARep...50..714L }}</ref>]]
-ลักษณะการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์เมื่อเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ของเรา สามารถให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์อย่างยิ่งในการเรียนรู้ถึงจุดกำเนิดและอายุของดาว รวมไปถึงโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาราจักรโดยรอบ องค์ประกอบการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ประกอบด้วย [[ความเร็วแนวเล็ง]] ที่วิ่งเข้าหาหรือวิ่งออกจากดวงอาทิตย์ และการเคลื่อนที่เชิงมุมที่เรียกว่า [[การเคลื่อนที่เฉพาะ]]
+ลักษณะการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์เมื่อเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ของเรา สามารถให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์อย่างยิ่งในการเรียนรู้ถึงจุดกำเนิดและอายุของดาว รวมไปถึงโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาราจักรโดยรอบ องค์ประกอบการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ประกอบด้วย [[ความเร็วแนวเล็ง]] ที่วิ่งที่ดีสำหรับใช้ตรวจวัดพารัลแลกซ์ของดาวได้<ref>{{cite web
-การตรวจวัดความเร็วแนวเล็งทำได้โดยอาศัย[[การเคลื่อนดอปเปลอร์]]ของเส้นสเปกตรัมของดาว หน่วยที่วัดเป็นกิโลเมตรต่อวินาที การตรวจวัดการเคลื่อนที่เฉพาะของดาวฤกษ์ทำได้จากเครื่องมือตรวจวัดทางดาราศาสตร์ที่มีความแม่นยำสูง หน่วยที่วัดเป็นมิลลิ[[พิลิปดา]]ต่อปี เมื่ออาศัยการตรวจสอบ[[พารัลแลกซ์]]ของดาวฤกษ์ เราจึงสามารถแปลงการเคลื่อนที่เฉพาะให้ไปเป็นหน่วยของความเร็วได้ ดาวฤกษ์ที่มีค่าการเคลื่อนที่เฉพาะสูงมีแนวโน้มที่จะอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าดาวดวงอื่น จึงเป็นตัวแทนที่ดีสำหรับใช้ตรวจวัดพารัลแลกซ์ของดาวได้<ref>{{cite web
 | date = 1999-09-10 | url = http://www.rssd.esa.int/hipparcos/properm.html
 | title = Hipparcos: High Proper Motion Stars
@@ บรรทัด 906: / บรรทัด 795: @@
 ในดาวฤกษ์มวลมาก ธาตุหนักจะถูกเผาผลาญไปในแกนกลางที่อัดแน่นโดยผ่าน[[กระบวนการเผาผลาญนีออน]] และ[[กระบวนการเผาผลาญออกซิเจน]] สภาวะสุดท้ายในกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์คือ [[กระบวนการเผาผลาญซิลิกอน]] ซึ่งทำให้ได้ผลลัพธ์ออกมาเป็นไอโซโทปเสถียร เหล็ก-56 กระบวนการฟิวชั่นไม่อาจดำเนินต่อไปได้อีก นอกเสียจากจะต้องผ่านกระบวนการดูดกลืนความร้อน (endothermic process) หลังจากนั้น พลังงานจะเกิดขึ้นได้จากการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงเท่านั้น<ref name="synthesis" />
-ตัวอย่างข้างล่างนี้ แสดงระยะเวลาที่ดาวฤกษ์ขนาด 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จำเป็นต้องใช้ในการเผาผลาญพลังงานนิวเคลียร์ภายในตัวจนหมด ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประเภท O จะมีรัศมี 8 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ และมีความส่องสว่าง 62,000 เท่าของความส่องสว่างของดวงอาทิตย์<ref>{{cite journal | author= Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. | title=The evolution and explosion of massive stars | journal=Reviews of Modern Physics | year=2002 | volume=74 | issue=4 | pages=1015–1071 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref>
+ตัวอย่างข้างล่างนี้ แสดงระยะเวลาที่ดาวฤกษ์ขนาด 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จำเป็นต้องใช้ในการเผาผลาญพลังงานนิวเคลียร์ภายในตัวจนหมด ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประเภท O จะมีรัศมี 8 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ และมีความส่องสว่าง 62,000 เท่าของความส่องสว่างของดวงอาทิตย์<ref>{{cite journal | author= Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. | title=The evolution and explosion of massive stars | journal=Reviews of Modern Physics | year=2002 | volume=74 | issue=4 | pages=1015–1071 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref> ที่เผยแพร่ไปเป็นจริงทั้งสิ้น
 {{clear}}

ด ค ก ดาวฤกษ์
ดาวฤกษ์ก่อนเกิด	เมฆโมเลกุล บริเวณเอช 2 กลุ่มเมฆบอก วัตถุดาวฤกษ์อายุน้อย วัตถุเฮอร์บิก–อาโร รอยฮายาชิ ขีดจำกัดฮายาชิ รอยเฮนเยย์ ดาวฤกษ์ก่อนเกิด ที วัว เอฟยู นายพราน ดาวเฮอร์บิก เออี/บีอี
วิวัฒนาการ	กำเนิด ก่อนลำดับหลัก แถบลำดับหลัก วิวัฒนาการหลังดาวยักษ์แดง แขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับ แผ่นยาวดาวแปรขนาดและแปรแสง เนบิวลาดาวเคราะห์ก่อนเกิด เนบิวลาดาวเคราะห์ ดาววอลฟ์–ราแย นวดารา มหานวดารา ไฮเปอร์โนวา แผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล
ประเภท	ดาวแคระ น้ำเงิน ส้ม แดง เหลือง เหลือง-ขาว ดาวยักษ์เล็ก ดาวยักษ์ น้ำเงิน แดง ดาวยักษ์สว่าง ดาวยักษ์ใหญ่ น้ำเงิน แดง เหลือง ดาวยักษ์ใหญ่ยิ่ง เหลือง ดาวแปลกพวกน้ำเงิน ดาวแปรแสงแกมมาแคสซิโอเปีย ดาวคาร์บอน ซีเอช แบเรียม เอส ดาวฤกษ์ประหลาด ดาวเทคเนเทียม ดาวปรอท-มังกานีส ดาวแปรแสง
คุณสมบัติ	การจัดประเภท ดัชนีสียูบี-วี การสังเคราะห์นิวเคลียส อุณหภูมิยังผล ความเป็นโลหะ การหมุน สนามแม่เหล็ก การเคลื่อนไหวผิดปกติของบรรยากาศแบบไมโคร ระบบดาวเคราะห์ ความเร็วแนวเล็ง การเคลื่อนที่เฉพาะ พารัลแลกซ์ ความเร็วของอวกาศ ดาวฤกษ์ความเร็วสูง - ดาวฤกษ์ความเร็วสูงยิ่งยวด
โครงสร้าง	แกน เขตพาความร้อน เขตแผ่รังสี โฟโตสเฟียร์ โครโมสเฟียร์ โคโรนา ลมดาวฤกษ์ โพรงลมดาวฤกษ์
ซากดาว	ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน พัลซาร์ แมกนีทาร์ ดาวควาร์ก ดาวส่วนประกอบประหลาด หลุมดำ หลุมดำดาวฤกษ์
รายชื่อดาวฤกษ์	เรียงตามมวล เรียงตามขนาด เรียงตามโชติมาตรปรากฏ เรียงตามโชติมาตรสัมบูรณ์ เรียงตามระยะห่าง