ข้ามไปเนื้อหา

แถบลำดับหลัก

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
(เปลี่ยนทางจาก ลำดับหลัก)
ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ ที่แสดงผลถึงความสว่างแท้จริง (หรือความส่องสว่างสัมบูรณ์) ของดาวฤกษ์เทียบกับดัชนีสี แถบลำดับหลักจะมองเห็นเป็นแถบขวางโดดเด่นวิ่งจากด้านบนซ้ายลงไปยังด้านล่างขวา แผนภาพนี้แสดงข้อมูลดาวจำนวน 22,000 ดวงจากแคตตาล็อกของดาวเทียมฮิปปาร์โคส ซึ่งรวมกับดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างต่ำอีก 1,000 ดวง (ดาวแคระแดงและดาวแคระขาว) จากแคตตาล็อกกลีเซอของดาวฤกษ์ใกล้เคียง

แถบลำดับหลัก (อังกฤษ: Main sequence) ในทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์นั้นหมายถึงการจัดจำแนกดาวฤกษ์ซึ่งปรากฏในแผนภาพที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่างสีกับความสว่างของดาวที่เป็นแนวต่อเนื่องที่มีลักษณะเฉพาะ ดาวส่วนใหญ่ใช้ช่วงเวลาส่วนมากของการดำรงอยู่บนแถบลำดับหลัก ซึ่งในช่วงเวลาดังกล่าวกระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจนภายในแก่นดาวเป็นกลไกหลักในการผลิตพลังงาน ดาวบนแถบลำดับหลักหรือที่บางครั้งเรียกสลับกันว่า “ดาวแคระ” ถือเป็นดาวฤกษ์ที่พบมากที่สุดในเอกภพซึ่งรวมถึงดวงอาทิตย์ด้วย แผนภาพที่ใช้แสดงความสัมพันธ์ระหว่างสีและความสว่างของดาวฤกษ์นี้เรียกว่าแผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล (Hertzsprung–Russell diagram) ตั้งชื่อตามไอนาร์ แฮร์ตสปรอง (Ejnar Hertzsprung) และเฮนรี นอร์ริส รัสเซิล (Henry Norris Russell)

เมื่อก๊าซในเนบิวลายุบตัวลงภายใต้แรงโน้มถ่วงอย่างเพียงพอ ความดันและอุณหภูมิที่สูงบริเวณแก่นกลางจะทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันซึ่งหลอมรวมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม (ดูเพิ่มเติมที่ ดาวฤกษ์) พลังงานความร้อนที่เกิดจากกระบวนการนี้จะแผ่ออกมาจากแก่นที่ร้อนและมีความหนาแน่นสูง ก่อให้เกิดความต่างของความดันอย่างเด่นชัด ความต่างของความดันนี้เองที่ต้านแรงโน้มถ่วงไม่ให้ดาวยุบตัวลง ทำให้ดาวคงอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต ตำแหน่งของดาวบนแถบลำดับหลักถูกกำหนดโดยมวลเป็นหลัก แต่ยังขึ้นกับอายุและองค์ประกอบทางเคมีด้วย ดังนั้น การแผ่รังสีจึงมิใช่วิธีการถ่ายเทพลังงานเพียงรูปแบบเดียวภายในดาว การพาความร้อนมีบทบาทในการเคลื่อนย้ายพลังงาน โดยเฉพาะในแก่นกลางของดาวที่มีมวลมากกว่า 1.3 ถึง 1.5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ซึ่งขึ้นกับอายุและองค์ประกอบทางเคมีของดาวเช่นกัน

เมื่อกล่าวถึงองค์ประกอบทางเคมี นักฟิกสิกส์ดาราศาสตร์มักอ้างถึงค่าความเป็นโลหะ (metallicity) ของดาว ซึ่งหมายถึงปริมาณธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมที่มีอยู่ภายในดาว ยกตัวอย่างเช่น ในปัจจุบัน ดวงอาทิตย์มีมวลส่วนที่เป็นไฮโดรเจน (ระบุด้วย X) คิดเป็น 74.9% ส่วนที่เป็นฮีเลียม (ระบุด้วย Y) คิดเป็น 23.8% ซึ่งหมายความว่าความเป็นโลหะของดาวหรือสัดส่วนมวลของธาตุอื่นทั้งหมดจะอยู่ที่ 1.3% (ระบุด้วย Z) ค่าดังกล่าวอยู่ในช่วงที่พบได้ทั่วไปสำหรับดาวบนแถบลำดับหลักที่มีมวลใกล้เคียงกัน ค่าความเป็นโลหะที่สูงกว่าจะทำให้ค่าความทึบแสงของดาวเพิ่มขึ้น ส่งผลให้พลังงานซึ่งผลิตจากแก่นกลางยังคงกระจุกตัวอยู่ภายในโดยไม่ถูกแผ่ออกหรือถ่ายเทไปยังชั้นนอกของดาว สภาพแวดล้อมที่ร้อนมากขึ้นนี้จะเร่งกระบวนการหลอมนิวเคลียส และทำให้ระยะเวลาที่ดาวใช้บนแถบลำดับหลักสั้นลง

แถบลำดับหลักสามารถแบ่งออกได้เป็นส่วนบนและส่วนล่าง โดยอ้างอิงตามกระบวนการหลักที่ดาวฤกษ์ใช้ในการผลิตพลังงาน ดวงอาทิตย์และรวมถึงดาวลำดับหลักที่มีมวลต่ำกว่าประมาณ 1.5 M☉ จะหลอมรวมอะตอมไฮโดรเจนผ่านลำดับปฏิกิริยาที่สร้างฮีเลียม ซึ่งเรียกว่าห่วงโซ่โปรตอน–โปรตอน (proton–proton chain) สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่านี้หรือในบริเวณแถบลำดับหลักส่วนบนนั้นกระบวนการหลอมนิวเคลียสจะใช้คาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนเป็นตัวกลางในวัฏจักรซีเอ็นโอ (CNO cycle) เพื่อผลิตฮีเลียมจากไฮโดรเจน แม้ว่าห่วงโซ่โปรตอน–โปรตอนจะยังคงเกิดขึ้นอยู่ ทว่ากลับให้พลังงานน้อยกว่าวัฏจักร CNO ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่ใช้วัฏจักร CNO เป็นกระบวนการผลิตพลังงานหลักจะเกิดการพาความร้อนในแก่นกลาง ซึ่งช่วยกวนผสมฮีเลียมที่ถูกสร้างขึ้นใหม่และรักษาสัดส่วนของเชื้อเพลิงที่จำเป็นต่อการหลอนรวมนิวเคลียสต่อไป สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลต่ำกว่านี้ แก่นกลางจะเป็นบริเวณที่การถ่ายเทพลังงานเกิดขึ้นด้วยการแผ่รังสีทั้งหมด โดยมีโซนการพาความร้อนอยู่ใกล้ผิวดาว เมื่อมวลดาวลดลง สัดส่วนของดาวที่มีเปลือกพาความร้อนจะเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง ดาวในแถบลำดับหลักที่มีมวลต่ำกว่า 0.4 M☉ จะเกิดการพาความร้อนทั่วทั้งมวลของดาว เมื่อไม่มีการพาความร้อนในแก่นกลาง แก่นที่มีฮีเลียมสะสมจะก่อตัวขึ้น ซึ่งล้อมรอบด้วยชั้นนอกที่ประกอบด้วยไฮโดรเจน

ยิ่งดาวมีมวลมาก อายุขัยของดาวบนแถบลำดับหลักก็จะสั้นลง เมื่อเชื้อเพลิงไฮโดรเจนในแก่นกลางหมดลงแล้วนั้นตัวดาวจะพัฒนาออกจากลำดับหลักบนแผนภาพเอชอาร์ข้างต้น และเปลี่ยนสภาพไปเป็นดาวยักษ์ใหญ่ ดาวยักษ์แดง หรือเข้าสู่สถานะดาวแคระขาวโดยตรง

ประวัติศาสตร์

[แก้]

ในช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 20 ข้อมูลเกี่ยวกับชนิดและระยะทางของดาวฤกษ์เริ่มมีความชัดเจนและเข้าถึงได้มากขึ้น สเปกตรัมของดาวฤกษ์ถูกพบว่ามีลักษณะเฉพาะที่ช่วยให้สามารถจัดจำแนกได้ แอนนี จัมป์ แคนนอน (Annie Jump Cannon) และเอ็ดเวิร์ด ชาร์ลส์ พิกเคอริง (Edward Charles Pickering) แห่งหอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ดได้พัฒนาวิธีการจัดจำแนกดาวซึ่งต่อมาถูกเรียกว่าระบบการจัดจำแนกแบบฮาร์วาร์ด (Harvard Classification Scheme) และได้รับการตีพิมพ์ในวารสารฮาร์วาร์ดอันนัลส์ (Harvard Annals) เมื่อปี ค.ศ. 1901[1]

ณ เมืองพ็อทซ์ดัมในปี ค.ศ. 1906 นักดาราศาสตร์ชาวเดนมาร์กนามว่าไอนาร์ แฮร์ตสปรองได้สังเกตเห็นว่าดาวฤกษ์ที่มีสีแดงที่สุดซึ่งจัดอยู่ในกลุ่ม K และ M ตามระบบฮาร์วาร์ดนั้นสามารถแบ่งออกได้เป็นสองกลุ่มที่แตกต่างกันอย่างชัดเจน ดาวเหล่านี้บางดวงมีความสว่างที่มากกว่าดวงอาทิตย์เป็นอย่างมาก ขณะที่บางดวงกลับมีความสว่างน้อยมาก เพื่อแยกความแตกต่างของทั้งสองกลุ่มนี้เขาจึงเรียกดาวเหล่านั้นว่า “ดาวยักษ์” และ “ดาวแคระ” ในปีถัดมา เขาเริ่มศึกษากระจุกดาว ซึ่งเป็นกลุ่มดาวจำนวนมากที่อยู่ร่วมกันในระยะใกล้เคียงกัน สำหรับดาวเหล่านี้แล้วนั้นเขาได้ตีพิมพ์กราฟแสดงความสัมพันธ์ระหว่างสีและความส่องสว่างเป็นครั้งแรก กราฟดังกล่าวเผยให้เห็นลำดับของดาวที่เด่นชัดและต่อเนื่อง ซึ่งเขาได้ตั้งชื่อว่า “แถบลำดับหลัก”[2]

ณ มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน เฮนรี นอร์ริส รัสเซิลได้ดำเนินงานวิจัยในแนวทางที่คล้ายคลึงกัน เขาศึกษาความสัมพันธ์ระหว่างการจัดประเภทสเปกตรัมของดาวฤกษ์กับความสว่างที่แท้จริงซึ่งปรับแก้ตามระยะทางแล้ว หรือก็คือโชติมาตรสัมบูรณ์ เพื่อการนี้เขาได้ใช้ชุดข้อมูลดาวที่มีพารัลแลกซ์ซึ่งเชื่อถือได้ โดยหลายดวงในนั้นได้รับการจัดจำแนกจากฮาร์วาร์ดแล้ว เมื่อเขาได้นำชนิดสเปกตรัมของดาวเหล่านี้มาเทียบกับโชติมาตรสัมบูรณ์ เขาได้พบว่าดาวแคระมีความสัมพันธ์ที่ชัดเจนระหว่างสองปัจจัยนี้ ซึ่งทำให้สามารถทำนายความสว่างที่แท้จริงของดาวแคระได้อย่างแม่นยำพอสมควร[3]

สำหรับดาวสีแดงที่แฮร์ตสปรองสังเกตพบนั้นเขาได้พบว่าดาวแคระมีความสัมพันธ์ระหว่างสเปกตรัมและความส่องสว่างเช่นเดียวกับความสัมพันธ์ที่รัสเซิลค้นพบ อย่างไรก็ตาม ดาวยักษ์กลับมีความสว่างมากกว่าดาวแคระมาก จึงไม่เป็นไปตามความสัมพันธ์แบบเดียวกัน รัสเซิลเสนอว่า “ดาวยักษ์ต้องมีความหนาแน่นต่ำหรือมีความสว่างพื้นผิวที่สูง ในขณะที่ดาวแคระมีลักษณะตรงกันข้าม” กราฟเส้นเดียวกันนี้ยังแสดงให้เห็นด้วยว่ามีดาวฤกษ์สีขาวที่มีความสว่างต่ำอยู่เป็นจำนวนน้อยมาก[3]

ในปี ค.ศ. 1933 เบงต์ สตรอมเกรน (Bengt Strömgren) ได้เสนอให้ใช้คำว่า แผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล เพื่อหมายถึงแผนภาพที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่างความส่องสว่างกับชนิดสเปกตรัมของดาว[4] ชื่อนี้สะท้อนถึงการพัฒนาเทคนิคดังกล่าวโดยเฮิรตซ์สปรุงก์และรัสเซลล์ที่พัฒนามาคู่ขนานกันในช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 20[2]

เมื่อแบบจำลองการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ได้รับการพัฒนาในช่วงทศวรรษ 1930 จึงได้มีการพบว่าสำหรับดาวที่มีองค์ประกอบเหมือนกัน มวลของดาวจะเป็นตัวกำหนดความส่องสว่างและรัศมีของดาว ในทางกลับกัน เมื่อทราบองค์ประกอบทางเคมีของดาวและตำแหน่งของดาวบนแถบลำดับหลัก ก็สามารถอนุมานหามวลและรัศมีของดาวได้ ความสัมพันธ์นี้เป็นที่รู้จักในชื่อ ทฤษฎีบทโฟกท์–รัสเซิล ซึ่งตั้งชื่อตามไฮน์ริช โฟกท์ (Heinrich Vogt) และเฮนรี นอร์ริส รัสเซิล ซึ่งต่อมาได้มีการค้นพบว่าความสัมพันธ์ดังกล่าวนี้ใช้ไม่ได้สำหรับดาวที่มีองค์ประกอบไม่สม่ำเสมอ[5]

ในปี ค.ศ. 1943 วิลเลียม วิลสัน มอร์แกน (William Wilson Morgan) และฟิลิป ไชล์ดส์ คีแนน (Philip Childs Keenan) ได้เผยแพร่ระบบการจัดจำแนกดาวฤกษ์ที่ปรับปรุงใหม่[6] ระบบการจัดจำแนกแบบ MK นี้กำหนดให้ดาวแต่ละดวงมีชนิดสเปกตรัมซึ่งอ้างอิงจากระบบฮาร์วาร์ดควบคู่กับลำดับชั้นความส่องสว่าง การจัดจำแนกของฮาร์วาร์ดนั้นได้พัฒนาขึ้นโดยการกำหนดตัวอักษรต่างกันให้กับดาวแต่ละดวงตามความเข้มของเส้นสเปกตรัมไฮโดรเจนก่อนที่จะมีการค้นพบความสัมพันธ์ระหว่างสเปกตรัมและอุณหภูมิ เมื่อเรียงลำดับตามอุณหภูมิและตัดชนิดที่ซ้ำกันออกแล้ว ชนิดสเปกตรัมของดาวจะเรียงตามลำดับอุณหภูมิที่ลดลง พร้อมสีที่เปลี่ยนจากน้ำเงินไปแดง ได้แก่ O, B, A, F, G, K และ M (คำช่วยจำที่นิยมใช้ในการท่องจำลำดับชนิดดาวฤกษ์นี้คือ “Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me”) ส่วนลำดับชั้นความส่องสว่างนั้นจะแบ่งตั้งแต่ I ถึง V ตามลำดับความส่องสว่างที่ลดลง โดยดาวที่อยู่ในชั้นความส่องสว่าง V จัดว่าเป็นดาวบนแถบลำดับหลัก[7]

ในเดือนเมษายน ค.ศ. 2018 นักดาราศาสตร์รายงานการค้นพบดาวฤกษ์ “ปกติ” ที่อยู่ห่างไกลที่สุดเท่าที่เคยตรวจพบ (กล่าวคือดาวบนแถบลำดับหลัก) ซึ่งมีชื่อว่าอิคารัส (ชื่ออย่างเป็นทางการ MACS J1149 Lensed Star 1) ที่อยู่ห่างจากโลกประมาณ 9 พันล้านปีแสง[8][9]

การก่อตัวและวิวัฒนาการ

[แก้]
แถบลำดับหลักที่มีอายุยังไม่ถึงปีและร่องรอยวิวัฒนาการ
ชีวิตวัยเยาว์ที่รุนแรงของดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์

เมื่อดาวฤกษ์ก่อนเกิดก่อตัวขึ้นจากการยุบตัวของกลุ่มก๊าซและฝุ่นในเมฆโมเลกุลยักษ์ที่อยู่ในสสารระหว่างดาวเฉพาะที่ องค์ประกอบตั้งต้นจะมีความเป็นเนื้อเดียวกันทั่วทั้งบริเวณ โดยมีมวลเป็นไฮโดรเจนประมาณ 70% ฮีเลียม 28% และธาตุอื่นในปริมาณเล็กน้อย[10] มวลเริ่มต้นของดาวขึ้นอยู่กับสภาวะเฉพาะภายในเมฆนั้น (การกระจายมวลของดาวฤกษ์ที่ก่อตัวใหม่สามารถถูกอธิบายเชิงประจักษ์ได้ด้วยฟังก์ชันมวลเริ่มต้น)[11] ระหว่างการยุบตัวในช่วงเริ่มแรกนั้นดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลักนี้จะสร้างพลังงานความร้อนจากความดันที่เพิ่มขึ้นเนื่องจากการหดตัวของแรงโน้มถ่วง ช่วงเวลาก่อนที่ไฮโดรเจนจะเริ่มเผาไหม้นั้นตัวดาวจะใช้เวลาในสภาวะหดตัวที่เรียกว่ามาตราเวลาเคลวิน–เฮล์มโฮลทซ์ (Kelvin–Helmholtz time scale) หรือมาตราเวลาความร้อน (thermal timescale) ซึ่งมาตรานี้จะอธิบายระยะเวลาที่ดาวสามารถดำรงอยู่ได้จากการแผ่รังสีพลังงานจลน์ภายในของตนเอง เมื่อดาวมีความหนาแน่นเพียงพอ กระบวนการเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมและการผลิตพลังงานผ่านปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันแบบคายความร้อนจะเริ่มต้นขึ้น[7] มาตราเวลานิวเคลียร์จึงมีประโยชน์ในการอธิบายระยะเวลาที่ดาวสามารถดำรงอยู่ได้ในช่วงถัดไปต่อจากนี้

เมื่อการหลอมนิวเคลียสของไฮโดรเจนกลายเป็นกระบวนการผลิตพลังงานหลักและพลังงานส่วนเกินที่ได้จากการหดตัวด้วยแรงโน้มถ่วงหมดลงแล้ว[12] ตำแหน่งของดาวจะเข้าไปอยู่ตามเส้นโค้งบนแผนภาพแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล (HR diagram) ในจุดที่เรียกว่าแถบลำดับหลักมาตรฐาน โดยนักดาราศาสตร์มักเรียกช่วงนี้ว่า “แถบลำดับหลักระยะแรกเริ่ม” (zero-age main sequence) หรือ ZAMS[13][14] ซึ่งเส้นโค้ง ZAMS สามารถคำนวณได้จากแบบจำลองคุณสมบัติดาวฤกษ์ด้วยคอมพิวเตอร์ ณ จุดที่ดาวเริ่มต้นกระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจน นับจากจุดนี้ กำลังส่องสว่างและอุณหภูมิพื้นผิวของดาวจะเพิ่มขึ้นตามอายุ[15]

ดาวฤกษ์จะคงอยู่ใกล้กับตำแหน่งเริ่มต้นของมันบนแถบลำดับหลักจนกระทั่งไฮโดรเจนปริมาณมากในแก่นกลางถูกใช้จนหมดไป จากนั้นจึงเริ่มพัฒนาไปเป็นดาวที่มีความส่องสว่างมากขึ้น (บนแผนภาพ HR ดาวที่กำลังพัฒนาจะเคลื่อนขึ้นไปด้านบนและไปทางขวาของแถบลำดับหลัก) ดังนั้นแถบลำดับหลักจึงเป็นตัวแทนของช่วงชีวิตหลักที่ดาวใช้ในการหลอมรวมไฮโดรเจน[7]

การจำแนก

[แก้]
ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักประเภท O ที่ร้อนและสว่างเจิดจ้าในบริเวณกำเนิดดาว บริเวณทั้งหมดนี้เป็นบริเวณที่ก่อตัวของดาวฤกษ์ที่มีดาวอายุน้อยซึ่งมีอุณหภูมิสูงจำนวนมาก รวมถึงดาวส่องสว่างชนิด O หลายดวง[16]

ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักนั้นสามารถแบ่งออกได้เป็นประเภทดังนี้:

ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประเภทเอ็ม (และประเภทเค)[17] มักถูกอัางอิงในฐานะของดาวแคระแดง

คุณสมบัติ

[แก้]

ดาวส่วนใหญ่บนแผนภาพ HR โดยทั่วไปจะอยู่ตามแนวเส้นโค้งแถบลำดับหลัก (main-sequence curve) เส้นโค้งนี้มีความโดดเด่นเป็นอย่างมาก เพราะทั้งชนิดสเปกตรัมและความส่องสว่างของดาวต่างขึ้นอยู่กับมวลของดาวเพียงอย่างเดียว (อย่างน้อยในลำดับการประมาณค่าในลำดับขั้นที่ศูนย์) ตราบเท่าที่ดาวยังคงมีการหลอมรวมไฮโดรเจนที่แก่นกลางของมัน และนั่นคือสิ่งที่ดาวแทบทุกดวงใช้ช่วงชีวิต ‘ที่ยังทำงานอยู่’ ส่วนใหญ่ไปกับกระบวนการนี้[18]

อุณหภูมิของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดชนิดสเปกตรัมของมันผ่านผลกระทบที่มีต่อคุณสมบัติทางกายภาพของพลาสมาในชั้นโฟโตสเฟียร์ การแผ่พลังงานของดาวฤกษ์ในฐานะของฟังก์ชันของความยาวคลื่นจะได้รับอิทธิพลทั้งจากอุณหภูมิและองค์ประกอบทางเคมีของดาว ตัวบ่งชี้สำคัญของการกระจายพลังงานนี้คือดัชนีสี B − V ซึ่งเป็นการวัดขนาดของค่าโชติมาตรของดาวในแสงสีน้ำเงิน (B) และแสงเขียว-เหลือง (V) ด้วยการใช้ฟิลเตอร์ ความแตกต่างของค่าโชติมาตรนี้ให้ข้อมูลเกี่ยวกับอุณหภูมิของดาวฤกษ์

คำจำกัดความของดาวแคระ

[แก้]

ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักมักถูกเรียกว่า ‘ดาวแคระ’ (dwarf stars)[19][20] ทว่าคำศัพท์นี้ในบางส่วนมีที่มาทางประวัติศาสตร์และอาจสร้างความสับสนได้ สำหรับดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิต่ำกว่า เช่น ดาวแคระแดง ดาวแคระส้ม และดาวแคระเหลืองนั้นจะมีขนาดเล็กกว่าและสว่างน้อยกว่าดาวอื่น ๆ ที่มีสีเดียวกัน อย่างไรก็ตาม สำหรับดาวฤกษ์สีน้ำเงินหรือสีขาวที่ร้อนกว่านั้นความแตกต่างด้านขนาดและความสว่างระหว่างดาวที่เรียกว่า ‘ดาวแคระ’ ซึ่งอยู่บนแถบลำดับหลักกับดาว ‘ยักษ์’ ที่อยู่นอกแถบลำดับหลักนั้นจะแตกต่างกันน้อยลง สำหรับดาวฤกษ์ที่ร้อนที่สุดนั้นความแตกต่างดังกล่าวแทบไม่สามารถสังเกตได้โดยตรง และคำว่า ‘ดาวแคระ’ กับ ‘ดาวยักษ์’ จึงใช้เพื่อบ่งบอกถึงความแตกต่างในเส้นสเปกตรัม ซึ่งชี้ว่าดาวนั้นอยู่ในหรืออยู่นอกแถบลำดับหลัก กระนั้นแล้ว ดาวฤกษ์ที่ร้อนมากในแถบลำดับหลักก็ยังถูกเรียกว่า ‘ดาวแคระ’ อยู่เป็นบางครั้ง ถึงแม้ว่ามันจะมีขนาดและความสว่างใกล้เคียงกับดาว ‘ยักษ์’ ที่มีอุณหภูมิเท่ากันก็ตาม[21]

การใช้คำว่า ‘ดาวแคระ’ เพื่อหมายถึงดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักนั้นสามารถสร้างความสับสนได้ในอีกแง่หนึ่ง เนื่องจากมีดาวแคระบางประเภทที่ไม่ใช่ดาวแถบลำดับหลัก ตัวอย่างเช่นดาวแคระขาว (white dwarf) ซึ่งเป็นแก่นกลางที่ตายแล้วของดาวฤกษ์หลังจากที่มันสลัดชั้นบรรยากาศด้านนอกออกไป และมีขนาดเล็กกว่าดาวในแถบลำดับหลักอย่างมาก โดยมีขนาดประมาณเท่ากับโลก ดาวแคระขาวเหล่านี้เป็นขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์แถบลำดับหลักในจำนวนมาก[22]

พารามิเตอร์

[แก้]
ภาพเปรียบเทียบของดาวฤกษ์แถบลำดับหลักในลำดับสเปคตรัมแต่ละชั้น

หากพิจารณาดาวฤกษ์เป็นแหล่งแผ่รังสีในอุดมคติที่เรียกว่า ‘วัตถุดำ’ (black body) จะบอกได้ว่าความส่องสว่าง L และรัศมี R นั้นสามารถเชื่อมโยงกับอุณหภูมิยังผล Teff ของมันได้ตามกฎของชเต็ฟฟัน–บ็อลทซ์มัน (Stefan–Boltzmann law) ได้ดังนี้:

โดยที่ σ คือค่าคงที่ของชเต็ฟฟัน–บ็อลทซ์มัน (Stefan–Boltzmann constant) กล่าวคือเมื่อตำแหน่งของดาวบนแผนภาพ HR แสดงค่าความส่องสว่างโดยประมาณ ความสัมพันธ์นี้สามารถนำมาใช้เพื่อคาดคะเนค่ารัศมีของดาวได้[23]

มวล รัศมี และกำลังส่องสว่างของดาวมีความเกี่ยวข้องกันอย่างใกล้ชิด และค่าของแต่ละตัวสามารถประมาณได้ด้วยความสัมพันธ์สามประการ ประการแรกคือกฎของชเต็ฟฟัน–บ็อลทซ์มัน ซึ่งเชื่อมโยงกำลังส่องสว่าง L รัศมี R และอุณหภูมิพื้นผิว Teff ประการที่สองคือความสัมพันธ์มวล–กำลังส่องสว่าง ซึ่งเชื่อมโยงกำลังส่องสว่าง L เข้ากับมวล M และสุดท้ายคือความสัมพันธ์ระหว่าง M และ R มีลักษณะที่ใกล้เคียงเชิงเส้น โดยอัตราส่วนของ M ต่อ R จะเพิ่มขึ้นเพียงสามเท่าเมื่อมวล M เพิ่มขึ้น 2.5 อันดับของขนาด ซึ่งความสัมพันธ์ดังนี้มีสัดส่วนที่สอดคล้องกับอุณหภูมิภายในของดาว TI และการเพิ่มขึ้นที่ช้ามากนี้สะท้อนให้เห็นว่าปริมาณพลังงานที่ผลิตในแก่นกลางนั้นขึ้นอยู่กับอุณหภูมินี้อย่างมากในขณะที่ต้องสอดคล้องกับความสัมพันธ์มวล–กำลังส่องสว่าง ดังนั้นแล้วหากอุณหภูมิสูงเกินไปหรือต่ำเกินไปย่อมจะนำไปสู่ความไม่เสถียรของดาวได้

การประมาณค่าที่ให้ความแม่นยำยิ่งขึ้นคือการใช้ ε = L/M ซึ่งเป็นอัตราการผลิตพลังงานต่อหน่วยมวล โดยที่ ε มีความเป็นสัดส่วนกับ TI15 ซึ่ง TI คืออุณหภูมิแกนกลาง วิธีนี้เหมาะสำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อยเท่ากับมวลดวงอาทิตย์และมีกระบวนการ CNO โดยให้ความสัมพันธ์ที่สอดคล้องกว่าคือค่า R ∝ M0.78[24]

ตัวอย่างพารามิเตอร์

[แก้]

ตารางด้านล่างนี้แสดงค่าตัวอย่างสำหรับดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลัก โดยค่ากำลังส่องสว่าง (L) รัศมี (R) และมวล (M) ถูกระบุในรูปสัมพัทธ์กับดวงอาทิตย์ซึ่งถูกจัดเป็นดาวแคระที่มีสเปกตรัมแบบ G2 V ทั้งนี้ค่าจริงของดาวฤกษ์แต่ละดวงอาจแตกต่างจากค่าที่ระบุไว้ด้านล่างได้ถึงประมาณ 20–30%[25]

ตารางพารามิเตอร์ของดาวฤกษ์แถบลำดับหลัก[26]
ประเภทดาวฤกษ์ รัศมี,
R/R☉		 มวล,
M/M☉		 กำลังส่องสว่าง,
L/L☉		 อุณหภูมิ
(K)		 ตัวอย่าง[27]
O212100800,00050,000 BI 253
O69.835180,00038,000 Theta1 Orionis C
B07.41820,00030,000 Phi1 Orionis
B53.86.580016,400 Pi Andromedae A
A02.53.28010,800 Alpha Coronae Borealis A
A51.72.1208,620 Beta Pictoris
F01.31.767,240 Gamma Virginis
F51.21.32.56,540 Eta Arietis
G01.051.101.265,920 Beta Comae Berenices
G2 01.00 001.00 000,001.00 5,780 ดวงอาทิตย์
G50.930.930.795,610 Alpha Mensae
K00.850.780.405,240 70 Ophiuchi A
K50.740.690.164,410 61 Cygni A[28]
M00.510.600.0723,800 Lacaille 8760
M50.180.150.00273,120 EZ Aquarii A
M80.110.080.00042,650 Van Biesbroeck's star[29]
L10.090.070.000172,200 2MASS J0523−1403
ตัวอย่างอายุขัยของดาวฤกษ์ในรูปแบบฟังก์ชั่นของมวลของพวกมัน


การสร้างพลังงาน

[แก้]
ลอการิทึมของผลผลิตพลังงานสัมพัทธ์ (ε) จากกระบวนการหลอมนิวเคลียสแบบโปรตอน–โปรตอน (PP), วัฏจักร CNO และกระบวนการทริปเปิล–อัลฟา (triple-α) ที่อุณหภูมิ (T) ต่าง ๆ เส้นประแสดงอัตราการผลิตพลังงานรวมจากกระบวนการ PP และ CNO ภายในดาวฤกษ์ ซึ่ง ณ ที่อุณหภูมิแก่นกลางของดวงอาทิตย์ กระบวนการ PP นั้นจะมีประสิทธิภาพสูงกว่า

ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักทุกดวงมีบริเวณแก่นกลางที่พลังงานถูกผลิตขึ้นจากกระบวนการหลอมนิวเคลียส อุณหภูมิและความหนาแน่นของแก่นกลางนี้อยู่ในระดับที่จำเป็นต่อการคงการผลิตพลังงานซึ่งจะค้ำจุนโครงสร้างส่วนที่เหลือของดาว หากการผลิตพลังงานลดลง มวลของชั้นดาวด้านบนจะกดอัดแก่นกลาง ทำให้อัตราการหลอมรวมเพิ่มขึ้นเนื่องจากอุณหภูมิและความดันที่สูงขึ้น ในทำนองเดียวกัน หากการผลิตพลังงานเพิ่มขึ้น ดาวจะขยายตัว ส่งผลให้ความดันในแก่นกลางลดลง ดังนั้นดาวฤกษ์จึงได้สร้างระบบที่ควบคุมได้ด้วยตนเองได้ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต และมีความเสถียรตลอดช่วงชีวิตบนแถบลำดับหลักของมัน[30]

ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักใช้กระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจนอยู่สองประเภท โดยอัตราการผลิตพลังงานจากแต่ละประเภทนั้นขึ้นอยู่กับอุณหภูมิในบริเวณแก่นกลาง นักดาราศาสตร์แบ่งลำดับหลักออกเป็นส่วนบนและส่วนล่าง โดยพิจารณาจากกระบวนการหลอมรวมที่มีบทบาทหลัก ในลำดับหลักส่วนล่าง พลังงานถูกผลิตขึ้นจากห่วงโซ่โปรตอน–โปรตอนเป็นหลัก ซึ่งเป็นการหลอมรวมไฮโดรเจนโดยตรงผ่านหลายขั้นตอนเพื่อสร้างฮีเลียม[31] ส่วนดาวในลำดับหลักส่วนบนมีอุณหภูมิแก่นกลางสูงเพียงพอที่จะใช้วงจร CNO ได้อย่างมีประสิทธิภาพ (ดูแผนภาพประกอบ) โดยกระบวนการนี้จะใช้อะตอมของคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนเป็นตัวกลางในการหลอมรวมไฮโดรเจนให้เป็นฮีเลียม

ที่อุณหภูมิแก่นกลางของดาวฤกษ์ประมาณ 18 ล้านเคลวิน กระบวนการโปรตอน–โปรตอนและวงจร CNO จะมีประสิทธิภาพเท่าเทียมกัน โดยแต่ละกระบวนการผลิตพลังงานคิดเป็นครึ่งหนึ่งของความส่องสว่างรวมของดาว เนื่องจากอุณหภูมิแก่นกลางระดับนี้จะพบได้ในดาวที่มีมวลประมาณ 1.5 M☉ ดังนั้นแถบลำดับหลักส่วนบนจึงประกอบด้วยดาวที่มีมวลมากกว่าค่านี้ ด้วยเหตุนี้โดยส่วนใหญ่แล้วนั้นดาวที่มีชนิดสเปกตรัม F หรือดาวที่เย็นกว่าจะอยู่ในแถบลำดับหลักส่วนล่าง ในขณะที่ดาวชนิด A หรือที่ร้อนกว่าจะอยู่ในแถบลำดับหลักส่วนบน[15] การเปลี่ยนผ่านของกระบวนการผลิตพลังงานหลักจากรูปแบบหนึ่งไปสู่อีกรูปแบบหนึ่งเกิดขึ้นภายในช่วงมวลที่แตกต่างกันน้อยกว่ามวลดวงอาทิตย์หนึ่งเท่า สำหรับดวงอาทิตย์ซึ่งเป็นดาวที่มีมวลเท่ากับมวลดวงอาทิตย์มีพลังงานแค่เพียงประมาณ 1.5% เท่านั้นที่ถูกผลิตผ่านวงจร CNO[32] ในทางตรงกันข้าม ดาวที่มีมวลตั้งแต่ 1.8 M☉ ขึ้นไปจะผลิตพลังงานเกือบทั้งหมดของตนเองผ่านวงจร CNO[33]

ขีดจำกัดด้านบนของมวลที่สังเกตได้ของดาวฤกษ์แถบลำดับหลักอยู่ที่ประมาณ 120–200 M☉[34] คำอธิบายเชิงทฤษฎีของขีดจำกัดนี้คือดาวที่มีมวลมากกว่านี้ไม่สามารถแผ่พลังงานออกมาได้รวดเร็วเพียงพอที่จะคงสภาวะเสถียร ส่งผลให้มวลส่วนเกินถูกขับออกไปเป็นช่วง ๆ จนกว่าดาวจะมีมวลลดลงถึงระดับที่เสถียร[35] ส่วนขีดจำกัดด้านล่างสำหรับการหลอมนิวเคลียสแบบโปรตอน–โปรตอนอย่างต่อเนื่องอยู่ที่ประมาณ 0.08 M☉ หรือราว 80 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี[31] หากต่ำกว่าค่านี้จะเป็นวัตถุมวลต่ำกว่าดาวฤกษ์ซึ่งไม่สามารถคงสภาพการหลอมรวมไฮโดรเจนได้ และถูกเรียกว่าดาวแคระน้ำตาล[36]

โครงสร้าง

[แก้]
แผนภาพนี้แสดงถึงภาคตัดขวางของดาวฤกษ์ที่คล้ายกับดวงอาทิตย์ ซึ่งแสดงใหเห็นถึงโครงสร้างภายใน

เนื่องจากมีความแตกต่างของอุณหภูมิระหว่างแก่นกลางกับพื้นผิวหรือโฟโตสเฟียร์จึงทำให้พลังงานถูกถ่ายเทออกไปด้านนอก วิธีการถ่ายเทพลังงานมีอยู่สองรูปแบบ ได้แก่ การแผ่รังสีและการพาความร้อน บริเวณที่พลังงานถูกถ่ายเทด้วยการแผ่รังสีจะเรียกว่าเขตการแผ่รังสี ซึ่งมีความเสถียรต่อการเกิดการพาความร้อนและมีการผสมของพลาสมาเพียงเล็กน้อย ในทางตรงกันข้าม เขตการพาความร้อนนั้นเป็นบริเวณที่พลังงานถูกถ่ายเทด้วยการเคลื่อนที่เป็นกลุ่มก้อนของพลาสมา โดยสสารที่ร้อนกว่าจะลอยขึ้นและสสารที่เย็นกว่าจะจมลง การพาความร้อนเป็นวิธีการขนส่งพลังงานที่มีประสิทธิภาพมากกว่าการแผ่รังสี แต่จะเกิดขึ้นได้เฉพาะภายใต้สภาวะที่ทำให้เกิดความชันของอุณหภูมิอย่างสูงเท่านั้น[30][37]

ในดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก (มากกว่า 10 M☉)[38] อัตราการผลิตพลังงานจากวงจร CNO มีความไวต่ออุณหภูมิเป็นอย่างมาก ทำให้กระบวนการหลอมรวมพลังงานกระจุกตัวอยู่ที่แก่นกลางเป็นหลัก ด้วยเหตุนี้บริเวณแก่นกลางจึงมีความชันของอุณหภูมิสูง ส่งผลให้เกิดเขตการพาความร้อนเพื่อเพิ่มประสิทธิภาพในการถ่ายเทพลังงาน[31] การผสมของสสารรอบแก่นกลางนี้ช่วยขจัด “เถ้าฮีเลียม” ออกจากบริเวณที่มีการหลอมรวมไฮโดรเจน ทำให้ไฮโดรเจนภายในดาวสามารถถูกนำไปใช้ได้มากขึ้นตลอดช่วงชีวิตบนแถบลำดับหลัก ส่วนบริเวณชั้นนอกของดาวฤกษ์มวลมากจะถ่ายเทพลังงานด้วยการแผ่รังสีเป็นหลัก โดยมีการพาความร้อนเพียงเล็กน้อยหรือแทบไม่มีเลย[30]

ดาวฤกษ์มวลปานกลางอย่างเช่นดาวซิริอุสนั้นอาจถ่ายเทพลังงานหลักด้วยการแผ่รังสี โดยมีบริเวณการพาความร้อนขนาดเล็กอยู่ที่แก่นกลาง[39] ดาวฤกษ์ขนาดกลางที่มีมวลต่ำอย่างเช่นดวงอาทิตย์นั้นมีบริเวณแก่นกลางที่เสถียรต่อการพาความร้อน และมีเขตการพาความร้อนอยู่ใกล้พื้นผิวซึ่งผสมรวมกับชั้นนอกของดาว ส่งผลให้แก่นกลางที่อุดมด้วยฮีเลียมค่อย ๆ สะสมตัว โดยถูกล้อมรอบด้วยบริเวณชั้นนอกที่อุดมไปด้วยไฮโดรเจน ในทางตรงกันข้าม ดาวฤกษ์ที่เย็นและมีมวลต่ำมาก (ต่ำกว่า 0.4 M☉) จะเกิดการพาความร้อนทั่วดาวทั้งดวง[11] ดังนั้น ฮีเลียมที่ผลิตขึ้นในแก่นกลางจึงถูกกระจายไปทั่วดาว ส่งผลให้บรรยากาศมีความสม่ำเสมอค่อนข้างมาก และทำให้ดาวมีช่วงชีวิตบนแถบลำดับหลักที่ยาวนานขึ้นตามสัดส่วน[30]

ความแปรผันของกำลังส่องสว่างและสี

[แก้]
ดวงอาทิตย์คือตัวอย่างที่เราคุ้นเคยมากที่สุดสำหรับดาวฤกษ์แถบลำดับหลัก

เมื่อฮีเลียมที่ไม่ได้เกิดการหลอมรวมสะสมตัวเพิ่มขึ้นในแก่นกลางของดาวฤกษ์บนลำดับหลัก ปริมาณไฮโดรเจนต่อหน่วยมวลที่ลดลงจะทำให้อัตราการหลอมรวมภายในมวลดังกล่าวค่อย ๆ ลดลง เนื่องจากพลังงานที่ได้จากการหลอมรวมเป็นแหล่งพลังงานที่ค้ำจุนความดันในแก่นกลางและพยุงชั้นดาวส่วนบนไว้ จากนั้นแก่นกลางจึงค่อย ๆ ถูกบีบอัดเรื่อย ๆ การอัดตัวนี้ทำให้สสารที่อุดมไปด้วยไฮโดรเจนถูกดันเข้าสู่บริเวณเปลือกรอบแก่นกลางที่อุดมไปด้วยฮีเลียมในระดับความลึกซึ่งมีความดันเพียงพอให้เกิดการหลอมรวมได้ พลังงานที่ผลิตได้สูงจากเปลือกดังกล่าวจะผลักชั้นดาวส่วนบนให้ขยายออกไปมากขึ้น ส่งผลให้รัศมีของดาวและตามมาด้วยกำลังส่องสว่างที่เพิ่มขึ้นอย่างค่อยเป็นค่อยไปตามกาลเวลา[15] ตัวอย่างเช่นดวงอาทิตย์ในยุคเริ่มแรกมีกำลังส่องสว่างเพียงประมาณ 70% ของค่าในปัจจุบัน[40] เมื่อดาวมีอายุมากขึ้น ตำแหน่งของมันบนแผนภาพ HR จะเปลี่ยนแปลงไปตามวิวัฒนาการนี้ ซึ่งสะท้อนออกมาในรูปของแถบลำดับหลักที่กว้างขึ้น อันประกอบด้วยดาวที่อยู่ในระยะวิวัฒนาการที่แตกต่างกัน[41]

ปัจจัยอื่น ๆ ที่ทำให้แถบลำดับหลักบนแผนภาพ HR กว้างขึ้น ได้แก่ ความไม่แน่นอนของระยะห่างของดาวฤกษ์และการมีอยู่ของระบบดาวคู่ที่ไม่สามารถแยกแยะได้ ซึ่งอาจเปลี่ยนแปลงค่าพารามิเตอร์ของดาวที่สังเกตได้ อย่างไรก็ตาม แม้จะเป็นการสังเกตที่สมบูรณ์แบบ ทว่าแถบลำดับหลักก็ยังคงมีลักษณะที่พร่ามัวไม่คมชัด เนื่องจากมวลนั้นมิใช่พารามิเตอร์เพียงตัวเดียวที่ส่งผลต่อสีและความส่องสว่างของดาว ความแปรผันขององค์ประกอบทางเคมีอันเกิดจากปริมาณสสารเริ่มต้น สถานะทางวิวัฒนาการของดาว[42] ปฏิสัมพันธ์กับดาวคู่ใกล้เคียง[43] การหมุนอย่างรวดเร็ว[44] หรือสนามแม่เหล็ก ปัจจัยเหล้านี้ล้วนสามารถทำให้ตำแหน่งของดาวฤกษ์แถบลำดับหลักบนแผนภาพ HR เปลี่ยนแปลงไปได้เล็กน้อย ตัวอย่างเช่น ดาวที่มีความเป็นโลหะต่ำ (กล่าวคือมีปริมาณธาตุที่มีเลขอะตอมสูงกว่าฮีเลียมในปริมาณน้อยมาก) ที่อยู่ต่ำกว่าแถบลำดับหลักเล็กน้อยจะถูกเรียกว่าดาวแคระเล็ก (subdwarf) โดยที่ดาวเหล่านี้ยังคงหลอมรวมไฮโดรเจนในแก่นกลาง และได้เป็นตัวแทนของขอบล่างของความพร่ามัวของแถบลำดับหลักซึ่งเกิดจากความแปรผันขององค์ประกอบทางเคมี[45]

บริเวณที่เกือบเป็นแนวตั้งตรงบนแผนภาพ HR ซึ่งถูกเรียกว่าแถบความไม่เสถียร (instability strip) เป็นตำแหน่งของดาวแปรแสงแบบเป็นจังหวะหรือคาบที่เรียกว่าดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิด (Cepheid variables) ดาวเหล่านี้มีการเปลี่ยนแปลงกำลังส่องสว่างเป็นคาบอย่างสม่ำเสมอ ทำให้ปรากฏลักษณะเหมือนการเต้นเป็นจังหวะ โดยแถบดังกล่าวตัดผ่านส่วนบนของแถบลำดับหลักในบริเวณของดาวฤกษ์ชนิดสเปกตรัม A และ F ซึ่งมีมวลประมาณหนึ่งถึงสองเท่าของมวลดวงอาทิตย์ ดาวที่แปรแสงเป็นจังหวะที่อยู่ในส่วนของแถบความไม่เสถียรซึ่งตัดกับส่วนบนของแถบลำดับหลักจะถูกเรียกว่าดาวแปรแสงชนิดเดลตาสคูไท (Delta Scuti variables) ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักในบริเวณนี้มีการเปลี่ยนแปลงกำลังส่องสว่างเพียงเล็กน้อย ทำให้ความแปรผันดังกล่าวตรวจจับได้ยาก[46] นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์แถบลำดับหลักที่ไม่เสถียรชนิดอื่น ๆ อีก เช่น ดาวแปรแสงชนิดเบตาเซฟีไอ (Beta Cephei variables) ซึ่งไม่เกี่ยวข้องกับแถบความไม่เสถียรนี้

อายุขัย

[แก้]
แผนภาพนี้แสดงตัวอย่างความสัมพันธ์ระหว่างมวลและกำลังส่องสว่างของดาวฤกษ์แถบลำดับหลักระยะเริ่มต้น (zero-age main sequence) โดยมวลและกำลังส่องสว่างเป็นค่าเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน

ปริมาณพลังงานทั้งหมดที่ดาวฤกษ์สามารถสร้างขึ้นได้จากการหลอมรวมนิวเคลียสของไฮโดรเจนนั้นถูกจำกัดด้วยปริมาณเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่สามารถนำไปใช้ได้ในแกนกลางของดาว สำหรับดาวฤกษ์ที่อยู่ในสภาวะสมดุลนั้นพลังงานความร้อนที่เกิดขึ้นในแกนกลางจะต้องมีค่าอย่างน้อยเท่ากับพลังงานที่แผ่ออกมาจากผิวดาว และเนื่องจากกำลังส่องสว่างแสดงถึงปริมาณพลังงานที่ถูกแผ่ออกมาต่อหน่วยเวลา ช่วงอายุรวมของดาวฤกษ์จึงสามารถประมาณค่าได้ในขั้นแรก โดยการนำพลังงานทั้งหมดที่ผลิตได้มาหารด้วยกำลังส่องสว่างของดาว[47]

สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อยประมาณ 0.5 M☉ เมื่อแหล่งไฮโดรเจนในแกนกลางถูกใช้จนหมดและตัวดาวได้ขยายตัวจนกลายเป็นดาวยักษ์แดงแล้วมันจะเริ่มหลอมรวมนิวเคลียสของฮีเลียมเพื่อสร้างคาร์บอนได้ กระบวนการหลอมรวมฮีเลียมให้พลังงานต่อหน่วยมวลเพียงประมาณหนึ่งในสิบของกระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจน ทว่ากำลังส่องสว่างของดาวกลับเพิ่มสูงขึ้น[48] ส่งผลให้ช่วงเวลาที่ดาวอยู่ในระยะนี้สั้นกว่าช่วงอายุบนแถบลำดับหลักเป็นอย่างมาก (ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์คาดว่าจะใช้เวลาประมาณ 130 ล้านปีในการเผาผลาญฮีเลียม เทียบกับประมาณ 12,000 ล้านปีในการเผาผลาญไฮโดรเจน)[49] ดังนั้น ดาวฤกษ์ที่สังเกตได้ซึ่งมีมวลมากกว่า 0.5 M☉ ประมาณ 90% จะอยู่บนแถบลำดับหลัก[50] โดยเฉลี่ยแล้ว ดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักเป็นที่ทราบกันว่ามีพฤติกรรมตามความสัมพันธ์เชิงประจักษ์ระหว่างมวลและกำลังส่องสว่าง[51] ซึ่งกำลังส่องสว่าง (L) ของดาวมีสัดส่วนโดยประมาณกับมวลรวม (M) ตามกฎเลขยกกำลังดังต่อไปนี้:

ความสัมพันธ์นี้เกิดกับดาวฤกษ์แถบลำดับหลักที่มีมวลอยู่ในช่วง 0.1–50 M☉[52]

ปริมาณเชื้อเพลิงที่ใช้ในการหลอมรวมนิวเคลียสนั้นมีสัดส่วนโดยตรงกับมวลของดาวฤกษ์ ดังนั้นอายุขัยของดาวฤกษ์แถบลำดับหลักสามารถประมาณการณ์ได้โดยการเปรียบเทียบกับแบบจำลองวิวัฒนาการของดวงอาทิตย์ ซึ่งดวงอาทิตย์ที่เป็นดาวฤกษ์แถบลำดับหลักมาแล้วประมาณ 4,500 ล้านปีนั้นจะเริ่มขยายตัวอย่างรวดเร็วเข้าสู่ระยะดาวยักษ์แดงในอีกประมาณ 6,500 ล้านปี[53] ส่งผลให้อายุรวมบนแถบลำดับหลักอยู่ที่ราว 1010 ปี ดังนั้นจึงกล่าวได้ว่า:[54]

โดย M และ L คือมวลและกำลังส่องสว่างของดาวฤกษ์ตามลำดับ ส่วน คือ มวลดวงอาทิตย์ และ คือ กำลังส่องสว่างดวงอาทิตย์ และ คือค่าประมาณช่วงอายุของดาวฤกษ์ที่อยู่บนแถบลำดับหลัก

แม้ว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าจะมีเชื้อเพลิงให้ใช้ในการเผาผลาญมากกว่าและโดยสัญชาตญาณแล้วเราอาจคาดได้ว่าพวกมันจะมีอายุยืนยาวกว่า แต่ในความเป็นจริงแล้วดาวฤกษ์เหล่านี้จะแผ่พลังงานออกมาในสัดส่วนที่มากขึ้นตามมวลที่เพิ่มขึ้นด้วย ซึ่งเป็นไปตามสมการสถานะของดาวฤกษ์ กล่าวคือ เพื่อให้ดาวฤกษ์มวลมากสามารถคงอยู่ในสภาวะที่สมดุลได้ แรงดันภายนอกจากพลังงานที่แผ่ออกมาซึ่งเกิดขึ้นในแกนกลาง ไม่เพียงแต่จำเป็นต้องเพิ่มขึ้นเท่านั้น แต่ยังต้องเพิ่มขึ้นจนสมดุลกับแรงโน้มถ่วงอันมหาศาลที่ดึงเข้าด้านในจากชั้นของดาว ด้วยเหตุนี้ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจึงอาจคงอยู่บนแถบลำดับหลักได้เพียงไม่กี่ล้านปี ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าหนึ่งในสิบของมวลดวงอาทิตย์อาจมีอายุยืนยาวได้นับล้านล้านปี[55]

ความสัมพันธ์ระหว่างมวลและกำลังส่องสว่างที่แท้จริงนั้นขึ้นอยู่กับประสิทธิภาพของการลำเลียงพลังงานจากแกนกลางไปยังผิวดาว หากความทึบแสง (opacity) สูง จะมีผลคล้ายฉนวนที่กักเก็บพลังงานไว้ในแกนกลางมากขึ้น ทำให้ดาวฤกษ์ไม่จำเป็นต้องผลิตพลังงานมากนักเพื่อคงสภาวะสมดุลอุทกสถิต ในทางตรงกันข้าม หากความทึบแสงต่ำ พลังงานจะหลุดออกมาได้รวดเร็วกว่า และดาวฤกษ์จำเป็นต้องเผาผลาญเชื้อเพลิงมากขึ้นเพื่อรักษาสมดุล[56] นอกจากนี้ ความทึบแสงที่สูงเพียงพอยังอาจทำให้การลำเลียงพลังงานเกิดขึ้นผ่านการพาความร้อน ซึ่งจะเปลี่ยนเงื่อนไขที่จำเป็นต่อการคงอยู่ในสภาวะสมดุล[15]

ในดาวฤกษ์แถบลำดับหลักที่มีมวลสูงนั้นความทึบแสงจะถูกครอบงำโดยการกระเจิงของอิเล็กตรอน ซึ่งมีค่าที่ค่อนข้างคงที่เมื่ออุณหภูมิเพิ่มขึ้น ดังนั้นกำลังส่องสว่างจึงเพิ่มขึ้นแปรผันเพียงแค่ตามกำลังสามของมวลของดาวฤกษ์[48] สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลต่ำกว่า 10 M☉ ความทึบแสงจะขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ ส่งผลให้กำลังส่องสว่างแปรผันโดยประมาณตามกำลังสี่ของมวลดาวฤกษ์[52] ส่วนดาวฤกษ์มวลต่ำมากนั้นโมเลกุลในบรรยากาศจะมีส่วนช่วยเพิ่มความทึบแสงด้วยเช่นกัน เมื่อมวลต่ำกว่าประมาณ 0.5 M☉ กำลังส่องสว่างของดาวฤกษ์จะแปรผันตามมวลยกกำลัง 2.3 ทำให้ความชันของกราฟความสัมพันธ์ระหว่างมวลกับความส่องสว่างแบนราบลง อย่างไรก็ตาม การคำนวนใหม่เหล่านี้ก็ยังเป็นเพียงการประมาณค่าเท่านั้น และความสัมพันธ์ระหว่างมวลและกำลังส่องสว่างอาจแตกต่างกันไปขึ้นอยู่กับองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์[11]

เส้นทางวิวัฒนาการ

[แก้]
เส้นทางวิวัฒนาการของดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์

เมื่อดาวฤกษ์ในลำดับหลักใช้ไฮโดรเจนในแกนกลางจนหมดลง การสูญเสียแหล่งกำเนิดพลังงานจะทำให้การยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วงกลับมาเกิดขึ้นอีกครั้ง และดาวฤกษ์จะวิวัฒนาการออกจากลำดับหลัก ซึ่งเส้นทางที่ดาวฤกษ์เคลื่อนที่ไปบนแผนภาพ HR จะถูกเรียกว่าเส้นทางวิวัฒนาการ (evolutionary track)[57] โดยเส้นทางที่เรียกว่าแถบลำดับหลักระยะแรกเริ่ม (zero-age main sequence; ZAMS) คือบริเวณที่ดาวฤกษ์ซึ่งมีมวลแตกต่างกันเริ่มต้นช่วงชีวิตในแถบลำดับหลัก ส่วนเส้นทางที่เรียกว่าแถบลำดับหลักระยะปลาย (terminal-age main sequence; TAMS) คือบริเวณที่ดาวฤกษ์ซึ่งมีมวลแตกต่างกันสิ้นสุดช่วงชีวิตในแถบลำดับหลักเมื่อไฮโดรเจนในแกนกลางถูกใช้ไปจนหมด[58]

แผนภาพ HR ของกระจุกดาวเปิดสองแห่ง ได้แก่ NGC 188 (สีน้ำเงิน) ซึ่งมีอายุมากกว่า และแสดงจุดที่ออกห่างจากแถบลำดับหลักที่น้อยกว่าเมื่อเทียบกับ M67 (สีเหลือง) ส่วนจุดที่อยู่นอกแถบลำดับทั้งสองนั้นส่วนใหญ่เป็นดาวฤกษ์เบื้องหน้าและเบื้องหลัง ซึ่งไม่เกี่ยวข้องกับกระจุกดาวเหล่านี้

ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 0.23 M☉ นั้น[59]คาดว่าจะวิวัฒนาการกลายไปเป็นดาวแคระขาวโดยตรงเมื่อการสร้างพลังงานจากปฏิกิริยาการหลอมรวมนิวเคลียสของไฮโดรเจนในแกนกลางสิ้นสุดลง อย่างไรก็ตาม ดาวฤกษ์ในช่วงมวลนี้มีอายุขัยในแถบลำดับหลักยาวนานกว่าอายุปัจจุบันของเอกภพ ดังนั้นจึงยังไม่มีดาวฤกษ์ดวงใดที่มีอายุมากพอให้กระบวนการดังกล่าวเกิดขึ้น

ในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 0.23 M☉ นั้นไฮโดรเจนที่ล้อมรอบแกนฮีเลียมจะมีอุณหภูมิและความดันที่สูงเพียงพอที่จะเกิดปฏิกิริยาหลอมรวมนิวเคลียสได้ ซึ่งส่งผลให้เกิดชั้นเผาไหม้ไฮโดรเจนรอบแกนกลาง และทำให้ชั้นนอกของดาวฤกษ์ขยายตัวและเย็นลง ระยะที่ดาวฤกษ์เริ่มเคลื่อนออกจากแถบลำดับหลักนี้เรียกว่าแขนงดาวยักษ์เล็ก (subgiant branch) ซึ่งเป็นช่วงเวลาที่ค่อนข้างสั้นและปรากฏเป็นช่องว่างบนเส้นทางวิวัฒนาการเนื่องจากมีดาวฤกษ์เพียงไม่กี่ดวงที่ถูกสังเกตพบในช่วงดังกล่าว

เมื่อแกนฮีเลียมของดาวฤกษ์มวลต่ำเข้าสู่สภาวะเสื่อม (degenerate) หรือเมื่อชั้นนอกของดาวฤกษ์มวลปานกลางเย็นลงมากพอจนมีความทึบแสงแล้วนั้นไฮโดรเจนในชั้นเปลือกรอบแกนกลางจะมีอุณหภูมิสูงขึ้น และดาวฤกษ์จะเริ่มมีกำลังส่องสว่างเพิ่มขึ้น ระยะนี้เรียกว่าแขนงดาวยักษ์แดง (red-giant branch) ซึ่งเป็นช่วงวิวัฒนาการที่มีอายุค่อนข้างยาวและปรากฏเด่นชัดบนแผนภาพ HR ดาวฤกษ์เหล่านี้จะจบชีวิตลงในที่สุดด้วยการกลายเป็นดาวแคระขาว[60][61]

ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจะไม่วิวัฒนาการเป็นดาวยักษ์แดง แต่แกนกลางของดาวจะร้อนขึ้นอย่างรวดเร็วจนสามารถหลอมรวมฮีเลียมและท้ายที่สุดรวมถึงธาตุที่หนักกว่านั้นได้ ดาวฤกษ์ประเภทนี้ถูกเรียกว่าดาวยักษ์ใหญ่ (supergiant) โดยจะเคลื่อนที่ไปตามเส้นทางวิวัฒนาการในแนวเกือบขนานกับแนวนอนจากแถบลำดับหลักไปตามส่วนบนของแผนภาพ HR ดาวยักษ์ใหญ่นั้นพบได้ค่อนข้างน้อยและไม่ปรากฏเด่นชัดในแผนภาพ HR เป็นส่วนใหญ่ โดยในที่สุดแล้วนั้นแกนกลางของดาวจะยุบตัวลง ซึ่งโดยส่วนมากจะนำไปสู่การระเบิดของซูเปอร์โนวา และทิ้งซากเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ[62]

เมื่อกระจุกดาวก่อตัวขึ้นในช่วงเวลาใกล้เคียงกัน อายุขัยในแถบลำดับหลักของดาวฤกษ์ภายในกระจุกจะขึ้นอยู่กับมวลของดาวแต่ละดวง โดยดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจะออกจากแถบลำดับหลักก่อนและตามมาด้วยดาวที่มีมวลลดหลั่นกันลงมา ตำแหน่งบนแผนภาพที่ดาวฤกษ์ในกระจุกเริ่มออกจากแถบลำดับหลักเรียกว่าจุดออกจากแถบลำดับหลัก (turnoff point) เมื่อทราบอายุขัยในแถบลำดับหลักของดาวฤกษ์ที่ตำแหน่งนี้แล้ว ก็สามารถใช้ประเมินอายุของกระจุกดาวได้[63]

ดูเพิ่มเติม

[แก้]

อ้างอิง

[แก้]
  1. ↑ Longair, Malcolm S. (2006). The cosmic century: a history of astrophysics and cosmology. Cambridge, UK ; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47436-8.
  2. 1 2 Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A. B., บ.ก. (1995). Twentieth century physics. Bristol ; Philadelphia : New York: Institute of Physics Pub. ; American Institute of Physics Press. ISBN 978-1-56396-314-8.
  3. 1 2 Russell, H. N. (1913-08). ""Giant" and "dwarf" stars". The Observatory (ภาษาอังกฤษ). 36: 324–329. ISSN 0029-7704. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  4. ↑ Strömgren, Bengt (1933). "On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram. Mit 4 Abbildungen". Zeitschrift fur Astrophysik (ภาษาอังกฤษ). 7: 222. ISSN 0372-8331.
  5. ↑ Schatzman, Évry L.; Praderie, Françoise; Schatzman, Évry L.; Schatzman, Évry L. (1993). The stars. Astronomy and astrophysics library. Berlin Heidelberg: Springer. ISBN 978-3-540-54196-7.
  6. ↑ "An Atlas of Stellar Spectra". ned.ipac.caltech.edu. สืบค้นเมื่อ 2025-12-11.
  7. 1 2 3 Unsöld, Albrecht; Baschek, B. (1983). The new cosmos. Heidelberg science library (3rd rev. and enl. ed ed.). New York: Springer-Verlag. ISBN 978-0-387-90886-1. {{cite book}}: |edition= has extra text (help)
  8. ↑ Kelly, Patrick L.; Diego, Jose M.; Rodney, Steven; Kaiser, Nick; Broadhurst, Tom; Zitrin, Adi; Treu, Tommaso; Pérez-González, Pablo G.; Morishita, Takahiro; Jauzac, Mathilde; Selsing, Jonatan; Oguri, Masamune; Pueyo, Laurent; Ross, Timothy W.; Filippenko, Alexei V. (2018-04-02). "Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens". Nature Astronomy (ภาษาอังกฤษ). 2 (4): 334–342. doi:10.1038/s41550-018-0430-3. ISSN 2397-3366.
  9. ↑ Howellpublished, Elizabeth (2018-04-02). "Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen". Space (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2025-12-11.
  10. ↑ Gloeckler, George; Geiss, Johannes (2004). "Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions". Advances in Space Research (ภาษาอังกฤษ). 34 (1): 53–60. doi:10.1016/j.asr.2003.02.054.
  11. 1 2 3 Kroupa, Pavel (2002-01-04). "The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems". Science (ภาษาอังกฤษ). 295 (5552): 82–91. doi:10.1126/science.1067524. ISSN 0036-8075.
  12. ↑ Schilling, Govert (2001-09-21). "New Model Shows Sun Was a Hot Young Star". Science (ภาษาอังกฤษ). 293 (5538): 2188–2189. doi:10.1126/science.293.5538.2188. ISSN 0036-8075.
  13. ↑ "Zero Age Main Sequence | COSMOS". astronomy.swin.edu.au. สืบค้นเมื่อ 2025-12-12.
  14. ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (1999). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution. Astronomy and astrophysics library (corr. 3. print ed.). New York Heidelberg: Springer. ISBN 978-0-387-94138-7.
  15. 1 2 3 4 Clayton, Donald D. (2007). Principles of stellar evolution and nucleosynthesis (Nachdr. ed.). Chicago: Univ. of Chicago Press. ISBN 978-0-226-10953-4.
  16. ↑ information@eso.org. "The Brightest Stars Don't Live Alone - VLT finds most stellar heavyweights come in interacting pairs". www.eso.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2025-12-12.
  17. ↑ Pettersen, B. R.; Hawley, S. L. (1989-06). "A spectroscopic survey of red dwarf flare stars". Astronomy and Astrophysics (ภาษาอังกฤษ). 217: 187–200. ISSN 0004-6361. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  18. ↑ scheme=AGLSTERMS.AglsAgent; corporateName=CSIRO Australia Telescope National Facility; address=PO Box 76 Epping NSW 1710 Australia; contact=+61 2 9372 4100 (phone),+61 2 9372 4310 (fax); jurisdiction=Commonwealth (2021-07-21). "Main Sequence Stars". www.atnf.csiro.au (ภาษาอังกฤษ). คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2021-11-25. สืบค้นเมื่อ 2025-12-12.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  19. ↑ "The Hertzsprung-Russell Diagram". cass.ucsd.edu. สืบค้นเมื่อ 2025-12-12.
  20. ↑ "The Hertzsprung Russell Diagram". www.atlasoftheuniverse.com. สืบค้นเมื่อ 2025-12-12.
  21. ↑ Moore, Patrick (2010). The amateur astronomer. Patrick Moore's Practical Astronomy Series (12. ed ed.). London: Springer. ISBN 978-1-85233-878-7. {{cite book}}: |edition= has extra text (help)
  22. ↑ "White Dwarf | COSMOS". astronomy.swin.edu.au. สืบค้นเมื่อ 2025-12-12.
  23. ↑ "The Hertzsprung-Russell Diagram - Hertzsprung-Russell Diagram - NAAP". astro.unl.edu. สืบค้นเมื่อ 2025-12-12.
  24. ↑ "Wayback Machine" (PDF). www-star.st-and.ac.uk. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิม (PDF)เมื่อ 2020-12-02. สืบค้นเมื่อ 2025-12-12.
  25. ↑ "Lionel Siess Homepage : WWWTools - Isochrones browse". www.astro.ulb.ac.be. สืบค้นเมื่อ 2025-12-12.
  26. ↑ Zombeck, Martin V. (1992). Handbook of space astronomy and astrophysics (2. ed.; Reprint ed.). Cambridge, Mass: Cambridge Univ. Pr. ISBN 978-0-521-34787-7.
  27. ↑ "SIMBAD Astronomical Database - CDS (Strasbourg)". simbad.u-strasbg.fr. สืบค้นเมื่อ 2025-12-13.
  28. ↑ Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike (2005-02). "Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample". The Astronomical Journal (ภาษาอังกฤษ). 129 (2): 1063–1083. doi:10.1086/427250. ISSN 0004-6256. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  29. ↑ "THE 100 NEAREST STAR SYSTEMS". www.chara.gsu.edu. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2012-05-13. สืบค้นเมื่อ 2025-12-13.
  30. 1 2 3 4 "The Astrophysics Spectator: Main Sequence Star". www.astrophysicsspectator.com. สืบค้นเมื่อ 2025-12-13.
  31. 1 2 3 Karttunen, Hannu, บ.ก. (2003). Fundamental astronomy (4th ed ed.). Berlin ; New York: Springer. ISBN 978-3-540-00179-9. {{cite book}}: |edition= has extra text (help)
  32. ↑ Bahcall, John N.; Pinsonneault, M. H.; Basu, Sarbani (2001-07-10). "Solar Models: Current Epoch and Time Dependences, Neutrinos, and Helioseismological Properties". The Astrophysical Journal (ภาษาอังกฤษ). 555 (2): 990–1012. doi:10.1086/321493. ISSN 0004-637X.
  33. ↑ Salaris, Maurizio (2005). Evolution of stars and stellar populations. Internet Archive. Chichester, West Sussex, England ; Hoboken, NJ, USA : J. Wiley. ISBN 978-0-470-09219-4.
  34. ↑ Oey, M. S.; Clarke, C. J. (2005-02-10). "Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit". The Astrophysical Journal (ภาษาอังกฤษ). 620 (1): L43–L46. doi:10.1086/428396. ISSN 0004-637X.
  35. ↑ Ziebarth, Kenneth (1970-12). "On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars". The Astrophysical Journal (ภาษาอังกฤษ). 162: 947. doi:10.1086/150726. ISSN 0004-637X. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  36. ↑ Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I. (1993-03). "An expanded set of brown dwarf and very low mass star models". The Astrophysical Journal (ภาษาอังกฤษ). 406: 158. doi:10.1086/172427. ISSN 0004-637X. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  37. ↑ Aller, Lawrence H. (1991). Atoms, stars, and nebulae (3rd ed ed.). Cambridge ; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-32512-7. {{cite book}}: |edition= has extra text (help)
  38. ↑ Bressan, A. G.; Chiosi, C.; Bertelli, G. (1981-09). "Mass loss and overshooting in massive stars". Astronomy and Astrophysics (ภาษาอังกฤษ). 102 (1): 25–30. ISSN 0004-6361. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  39. ↑ "Stars". imagine.gsfc.nasa.gov. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2014-11-19. สืบค้นเมื่อ 2025-12-13.
  40. ↑ Gough, D. O. (1981-11). "Solar interior structure and luminosity variations". Solar Physics (ภาษาอังกฤษ). 74 (1): 21–34. doi:10.1007/BF00151270. ISSN 0038-0938. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  41. ↑ Padmanabhan, Thanu (2012). Stars and Stellar Systems. Theoretical Astrophysics. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56241-6.
  42. ↑ Wright, J. T. (2004-09). "Do We Know of Any Maunder Minimum Stars?". The Astronomical Journal (ภาษาอังกฤษ). 128 (3): 1273–1278. doi:10.1086/423221. ISSN 0004-6256. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  43. ↑ Tayler, Roger J. (1994). The stars: their structure and evolution. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-45885-6.
  44. ↑ Sweet, P. A.; Roy, A. E. (1953-12-01). "The Structure of Rotating Stars. I". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (ภาษาอังกฤษ). 113 (6): 701–715. doi:10.1093/mnras/113.6.701. ISSN 0035-8711.
  45. ↑ J., Burgasser, A.; D., Kirkpatrick, J.; S., Lépine, (2005-03). "Ultracool subdwarfs: metal-poor stars and brown dwarfs extending into the late-type M, L and T dwarf regimes". 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun (ภาษาอังกฤษ). 560. doi:10.48550/arXiv.a. ISSN 1609-042X. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2024-06-08. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)CS1 maint: extra punctuation (ลิงก์)
  46. ↑ Green, S. F.; Jones, Mark Henry; Burnell, S. Jocelyn (2004). An Introduction to the Sun and Stars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-54622-5.
  47. ↑ spiff.rit.edu http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/star_age/star_age.html. สืบค้นเมื่อ 2025-12-14. {{cite web}}: |title= ไม่มีหรือว่างเปล่า (help)
  48. 1 2 Prialnik, Dina (2000). An introduction to the theory of stellar structure and evolution (1. publ ed.). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-65937-6.
  49. ↑ Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (2008-05-01). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (ภาษาอังกฤษ). 386 (1): 155–163. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.
  50. ↑ Arnett, David (1996). Supernovae and nucleosynthesis: an investigation of the history of matter, from the big bang to the present. Princeton series in astrophysics. Princeton, N.J: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-22166-3.
  51. ↑ Lecchini, Stefano (2007). How dwarfs became giants: the discovery of the mass-luminosity relation. Bern studies in the history and philosophy of science. Bern: Bern Studies in the History and Philosophy of Science. ISBN 978-3-9522882-6-9.
  52. 1 2 Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. (1988). Cauldrons in the cosmos: nuclear astrophysics. Theoretical astrophysics. Chicago: University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-72456-0.
  53. ↑ Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. (1993-11). "Our Sun. III. Present and Future". The Astrophysical Journal (ภาษาอังกฤษ). 418: 457. doi:10.1086/173407. ISSN 0004-637X. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  54. ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (1999). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution. Astronomy and astrophysics library (corr. 3. print ed.). New York Heidelberg: Springer. ISBN 978-0-387-94138-7.
  55. ↑ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997-06-10). (Macintosh; Intel Mac OS X 10_15_7) AppleWebKit/537.36 (KHTML, like Gecko) Chrome/110.0.0.0 Safari/537.36 Citoid/WMF (mailto:noc@wikimedia.org)&ssu=&ssv=&ssw=&ssx=eyJ1em14IjoiN2Y5MDAwZjk0NjdmOWMtMDEyNy00YmM0LTgwMWYtZjYxNzE4OTc0MGUzMS0xNzY1NzA5MTI1MDUwMC0yMmNmYjE5YjZmYWY1MjFlMTAiLCJfX3V6bWYiOiI3ZjkwMDAxYTcwOGQzNS1iZmZlLTRhNjMtYmYzOS01MDg5ZGM3ZTZjMGQxLTE3NjU3MDkxMjUwNTAwLTAwMWZlM2E5NmJlNWE5Mjg3NzExMCIsInJkIjoiaW9wLm9yZyJ9 "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. doi:10.1086/304125. ISSN 0004-637X. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่า |url= (help)
  56. ↑ "Mass-Luminosity Relationship". zebu.uoregon.edu. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-12-14. สืบค้นเมื่อ 2025-12-14.
  57. ↑ Iben, Icko (2012). Stellar evolution physics. Cambridge ; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-60253-3.
  58. ↑ Martins, F.; Palacios, A. (2021-01). "Spectroscopic evolution of massive stars near the main sequence at low metallicity". Astronomy & Astrophysics. 645: A67. doi:10.1051/0004-6361/202039337. ISSN 0004-6361. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  59. ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1997-04-01). "A dying universe: the long-term fate and evolutionof astrophysical objects". Reviews of Modern Physics (ภาษาอังกฤษ). 69 (2): 337–372. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. ISSN 0034-6861.
  60. ↑ personalName=Hollow,Robert. "Post-Main Sequence Stars". outreach.atnf.csiro.au (ภาษาอังกฤษแบบออสเตรเลีย). คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2013-01-20. สืบค้นเมื่อ 2025-12-14.
  61. ↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000-02). "Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 $M_{\odot}$, and from $Z=0.0004$ to 0.03". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 141 (3): 371–383. doi:10.1051/aas:2000126. ISSN 0365-0138. {{cite journal}}: ตรวจสอบค่าวันที่ใน: |date= (help)
  62. ↑ "STELLAR STRUCTURE AND EVOLUTION". www.physics.uc.edu. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2005-03-26. สืบค้นเมื่อ 2025-12-14.
  63. ↑ Krauss, Lawrence M.; Chaboyer, Brian (2003-01-03). "Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology". Science (ภาษาอังกฤษ). 299 (5603): 65–69. doi:10.1126/science.1075631. ISSN 0036-8075.

อ่านเพิ่ม

[แก้]

ทั่วไป

[แก้]
  • Kippenhahn, Rudolf, 100 Billion Suns, Basic Books, New York, 1983.

เฉพาะทาง

[แก้]
เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/w/index.php?title=แถบลำดับหลัก&oldid=12718355"