ดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์ (อังกฤษ: star) คือวัตถุท้องฟ้าที่เป็นก้อนพลาสมาสว่างขนาดใหญ่ที่คงอยู่ได้ด้วยแรงโน้มถ่วง ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด คือ ดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นแหล่งพลังงานหลักของโลก เราสามารถมองเห็นดาวฤกษ์อื่น ๆ ได้บนท้องฟ้ายามราตรี หากไม่มีแสงจากดวงอาทิตย์บดบัง ในประวัติศาสตร์ ดาวฤกษ์ที่โดดเด่นที่สุดบนทรงกลมท้องฟ้าจะถูกจัดเข้าด้วยกันเป็นกลุ่มดาว และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดจะได้รับการตั้งชื่อโดยเฉพาะ นักดาราศาสตร์ได้จัดทำสารบัญแฟ้มดาวฤกษ์เพิ่มเติมขึ้นมากมาย เพื่อใช้เป็นมาตรฐานการตั้งชื่อดาวฤกษ์

ตลอดอายุขัยส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์ มันจะเปล่งแสงได้เนื่องจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ฟิวชันที่แกนของดาว ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานจากภายในของดาว จากนั้นจึงแผ่รังสีออกไปสู่อวกาศ ธาตุเคมีเกือบทั้งหมดซึ่งเกิดขึ้นโดยธรรมชาติและหนักกว่าฮีเลียมมีกำเนิดมาจากดาวฤกษ์ทั้งสิ้น โดยอาจเกิดจากการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ระหว่างที่ดาวยังมีชีวิตอยู่ หรือเกิดจากการสังเคราะห์นิวเคลียสของมหานวดาราหลังจากที่ดาวฤกษ์เกิดการระเบิดหลังสิ้นอายุขัย นักดาราศาสตร์สามารถระบุขนาดของมวล อายุ ส่วนประกอบทางเคมี และคุณสมบัติของดาวฤกษ์อีกหลายประการได้จากการสังเกตสเปกตรัม กำลังส่องสว่าง และการเคลื่อนที่ในอวกาศ มวลรวมของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดหลักในลำดับวิวัฒนาการและชะตากรรมในบั้นปลายของดาว ส่วนคุณสมบัติอื่นของดาวฤกษ์ เช่น เส้นผ่านศูนย์กลาง การหมุน การเคลื่อนที่ และอุณหภูมิ ถูกกำหนดจากประวัติวิวัฒนาการของมัน แผนภาพคู่ลำดับระหว่างอุณหภูมิกับโชติมาตรของดาวฤกษ์จำนวนมาก ที่รู้จักกันในชื่อ แผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล (แผนภาพ H-R) ช่วยทำให้สามารถระบุอายุและรูปแบบวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ได้

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

ระบบดาวคู่และระบบดาวหลายดวงประกอบด้วยดาวฤกษ์สองดวงหรือมากกว่านั้นซึ่งยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง และส่วนใหญ่มักจะโคจรรอบกันในวงโคจรที่เสถียร เมื่อดาวฤกษ์ในระบบดาวดังกล่าวสองดวงมีวงโคจรใกล้กันมากเกินไป ปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวฤกษ์อาจส่งผลกระทบใหญ่หลวงต่อวิวัฒนาการของพวกเราให้เกิดประโยชน์นำมาซึ่งการปฏิสัมพันธ์ในเซลล์ร่างกายในภาชนะแห่งนี้ให้เกิดออร่าแผ่อณูแห่งแสงวงจรกระทบ^[4] ดาวฤกษ์สามารถรวมตัวกันเป็นส่วนหนึ่งอยู่ในโครงสร้างขนาดใหญ่ที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง (เช่นกระจุกดาวหรือดาราจักร) ได้

ประวัติการสังเกต

ดาวฤกษ์มีความสำคัญอย่างยิ่งต่ออารยธรรมต่าง ๆ ทั่วโลกมานับแต่อดีตกาล โดยเป็นส่วนหนึ่งของพิธีกรรมทางศาสนา เป็นองค์ประกอบสำคัญในศาสตร์ของการเดินเรือ รวมไปถึงการกำหนดทิศทาง นักดาราศาสตร์ยุคโบราณส่วนใหญ่เชื่อว่าดาวฤกษ์อยู่นิ่งกับที่บนทรงกลมสวรรค์ และไม่มีการเปลี่ยนแปลงใด ๆ จากความเชื่อนี้ทำให้นักดาราศาสตร์จัดกลุ่มดาวฤกษ์เข้าด้วยกันเป็นกลุ่มดาวต่าง ๆ และใช้กลุ่มดาวเหล่านี้ในการตรวจติดตามการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ รวมถึงเส้นทางการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์^[5] ตำแหน่งการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับกลุ่มดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลัง (และเส้นขอบฟ้า) นำมาใช้ในการกำหนดปฏิทินสุริยคติ ซึ่งสามารถใช้เพื่อกำหนดกิจวัตรในทางการเกษตรได้^[7] ปฏิทินกริกอเรียน ซึ่งใช้กันอยู่แพร่หลายในโลกปัจจุบัน จัดเป็นปฏิทินสุริยคติที่ตั้งอยู่บนพื้นฐานของมุมของแกนหมุนของโลก โดยเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุด คือ ดวงอาทิตย์

แผนที่ดาวอันแม่นยำที่เก่าแก่ที่สุด ปรากฏขึ้นในสมัยอียิปต์โบราณ เมื่อราว 1,534 ปีก่อนคริสตกาล^[8] นักดาราศาสตร์บาบิโลน แห่งเมโสโปเตเมียได้รวบรวมสารบัญแฟ้มดาวฤกษ์บาบิโลน ซึ่งเป็นสารบัญแฟ้มดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดที่เคยรู้จักขึ้นในช่วงปลายคริสต์สหัสวรรษที่ 2 ก่อนคริสตกาล ระหว่างสมัยคัสไซท์ (ประมาณ 1531-1155 ปีก่อนคริสตกาล) ^[9] แผนที่ดาวฉบับแรกในดาราศาสตร์กรีกสร้างขึ้นโดยอริสติลลอส เมื่อราว 300 ปีก่อนคริสตกาล ด้วยความช่วยเหลือของทิโมคาริส^[10] แผนที่ดาวของฮิปปาร์คอส (2 ศตวรรษก่อนคริสตกาล) ปรากฏดาวฤกษ์ 1,020 ดวง และใช้เพื่อรวบรวมแผนที่ดาวของปโตเลมี^[11] ฮิปปาร์คอสเป็นที่รู้จักกันว่าเป็นผู้ค้นพบโนวา (ดาวใหม่) คนแรกเท่าที่เคยมีการบันทึก^[12] ชื่อของกลุ่มดาวและดาวฤกษ์ที่ใช้กันอยู่ในปัจจุบันนี้โดยมากแล้วสืบมาจากดาราศาสตร์กรีก

ถึงแม้จะมีความเชื่อเก่าแก่อยู่ว่าสรวงสวรรค์นั้นไม่เปลี่ยนแปลง ทว่านักดาราศาสตร์ชาวจีนกลับพบว่ามีดวงดาวใหม่ปรากฏขึ้นได้^[13] ในปี ค.ศ. 185 ชาวจีนเป็นพวกแรกที่สังเกตการณ์และบันทึกเกี่ยวกับมหานวดารา ซึ่งเป็นที่รู้จักกันว่า SN 185^[14] เหตุการณ์ของดวงดาวที่สว่างที่สุดเท่าที่เคยบันทึกในประวัติศาสตร์ คือ มหานวดารา SN 1006 ซึ่งเกิดขึ้นในปี ค.ศ. 1006 สังเกตพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวอียิปต์ อาลี อิบนุ ริดวาน และนักดาราศาสตร์ชาวจีนอีกหลายคน^[15] มหานวดารา SN 1054 ซึ่งเป็นต้นกำเนิดของเนบิวลาปู ถูกสังเกตพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและชาวอิสลาม^[16]^[17]^[18]

นักดาราศาสตร์ชาวอิสลามในยุคกลางได้ตั้งชื่อภาษาอารบิกให้แก่ดาวฤกษ์หลายดวง และยังคงมีการใช้ชื่อเหล่านั้นอยู่จนถึงปัจจุบัน พวกเขายังคิดค้นเครื่องมือวัดทางดาราศาสตร์มากมายซึ่งสามารถคำนวณตำแหน่งของดวงดาวได้ พวกเขายังได้ก่อตั้งสถาบันวิจัยหอดูดาวขนาดใหญ่แห่งแรก โดยมีวัตถุประสงค์หลักในการจัดทำแผนที่ดาว ซิจ^[19] ในหมู่นักดาราศาสตร์เหล่านี้ ตำราดาวฤกษ์ (Book of Fixed Stars; ค.ศ. 964) ถูกเขียนขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวเปอร์เซีย อับดุลราฮ์มาน อัล-ซูฟี ผู้ซึ่งสามารถค้นพบดาวฤกษ์ รวมทั้งกระจุกดาว (รวมทั้ง กระจุกดาวโอมิครอน เวโลรัม และกระจุกดาวบรอกคี) และดาราจักร (รวมทั้ง ดาราจักรแอนโดรเมดา) เป็นจำนวนมาก^[20] ในคริสต์ศตวรรษที่ 11 นักวิชาการผู้รู้รอบด้านชาวเปอร์เซีย อาบู รายัน อัล-บิรูนิ (Abū Rayhān al-Bīrūnī) ได้พรรณนาลักษณะของดาราจักรทางช้างเผือกว่าประกอบด้วยชิ้นส่วนดาวฤกษ์ซึ่งมีคุณสมบัติเหมือนเมฆจำนวนมาก และยังระบุละติจูดของดาวฤกษ์หลายดวงได้ในระหว่างปรากฏการณ์จันทรุปราคาในปี ค.ศ. 1019^[21] นักดาราศาสตร์ชาวอันดะลุส อิบันบาจจาห์ เสนอว่าทางช้างเผือกประกอบขึ้นจากดาวฤกษ์จำนวนมากจนดาวดวงหนึ่งเกือบจะสัมผัสกับดาวอีกดวงหนึ่ง และปรากฏให้เห็นเป็นภาพต่อเนื่องกันด้วยผลของการหักเหจากสารที่อยู่เหนือโลก เขาอ้างอิงจากหลักฐานการสังเกตจากปรากฏการณ์ดาวล้อมเดือนของดาวพฤหัสบดีและดาวอังคาร เมื่อราวฮ.ศ. 500 (ค.ศ. 1106/1107) ^[22]

นักดาราศาสตร์ยุโรปในยุคต้น ๆ เช่น ทือโก ปราเออ ได้ค้นพบดาวฤกษ์ใหม่ปรากฏบนท้องฟ้ากลางคืน (ต่อมาเรียกชื่อว่า โนวา) และเสนอว่า แท้จริงแล้วสรวงสวรรค์ไม่ใช่เปลี่ยนแปลงมิได้ ปี ค.ศ. 1584 จิออร์ดาโน บรูโน เสนอแนวคิดว่าดาวฤกษ์ต่าง ๆ ก็เป็นเหมือนดวงอาทิตย์ดวงอื่น ๆ และอาจมีดาวเคราะห์ของมันเองโคจรอยู่รอบ ๆ ซึ่งดาวเคราะห์บางดวงอาจมีลักษณะเหมือนโลกก็เป็นได้^[23] แนวคิดทำนองนี้เคยมีการนำเสนอมาก่อนแล้วตั้งแต่สมัยกรีกโบราณโดยนักปรัชญาบางคนเช่น ดีโมครีตุสและเอพิคุรุส^[24] เช่นเดียวกับนักจักรวาลวิทยาชาวอิสลามในยุคกลาง^[25] อย่างเช่น ฟาคีร์ อัลดิน อัลราซี^[26] เมื่อล่วงมาถึงศตวรรษต่อมา แนวคิดที่ว่าดาวฤกษ์เป็นเหมือนกับดวงอาทิตย์ที่อยู่ห่างไกลออกไป ได้เป็นที่ยอมรับในหมู่นักดาราศาสตร์ ไอแซก นิวตัน เสนอแนวคิดเพื่ออธิบายว่าเหตุใดดาวฤกษ์จึงไม่มีแรงดึงดูดผูกพันกับระบบสุริยะ เขาคิดว่าดาวฤกษ์แต่ละดวงกระจัดกระจายกันอยู่ในระยะห่างเท่า ๆ กัน ซึ่งได้รับการสนับสนุนจากนักเทววิทยา ริชาร์ด เบนท์ลีย์^[27]

นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี เจมิเนียโน มอนทานารี ได้บันทึกผลสังเกตการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างปรากฏของดาวอัลกอลในปี ค.ศ. 1667 เอ็ดมันด์ แฮลลีย์ ตีพิมพ์ผลการวัดความเร็วแนวเล็งของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงกันคู่หนึ่ง เพื่อแสดงให้เห็นว่ามีการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของดาวนับจากช่วงเวลาที่ปโตเลมีกับฮิปปาร์คอส นักดาราศาสตร์กรีกโบราณ เคยบันทึกเอาไว้ การวัดระยะทางระหว่างดาวโดยตรงครั้งแรกทำโดย ฟรีดริช เบ็สเซิล ในปี ค.ศ. 1838 โดยใช้วิธีพารัลแลกซ์กับดาว 61 Cygni ซึ่งอยู่ห่างไป 11.4 ปีแสง การตรวจวัดด้วยวิธีพารัลแลกซ์นี้ช่วยให้มนุษย์ทราบระยะทางอันกว้างใหญ่ระหว่างดวงดาวต่าง ๆ บนสรวงสวรรค์^[23]

วิลเลียม เฮอร์เชล เป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่พยายามตรวจหาการกระจายตัวของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1780 เขาได้ทำการตรวจวัดดวงดาวในทิศทางต่าง ๆ มากกว่า 600 แบบ และนับจำนวนดาวฤกษ์ที่มองเห็นในแต่ละทิศทางนั้น ด้วยวิธีนี้เขาพบว่า จำนวนของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้นอย่างสม่ำเสมอไปทางด้านหนึ่งของท้องฟ้า คือในทิศทางที่มุ่งเข้าสู่ใจกลางของทางช้างเผือก จอห์น เฮอร์เชล บุตรชายของเขาได้ทำการศึกษาซ้ำเช่นนี้อีกครั้งในเขตซีกโลกใต้ และพบผลลัพธ์ที่เป็นไปในทิศทางเดียวกัน^[28] นอกเหนือจากผลสำเร็จด้านอื่น ๆ แล้ว วิลเลียม เฮอร์เชลได้รับยกย่องจากผลสังเกตของเขาครั้งนี้ว่า มีดาวฤกษ์บางดวงไม่ได้อยู่บนแนวเส้นสังเกตอันเดียวกัน แต่มีดาวอื่นใกล้เคียงซึ่งเป็นระบบดาวคู่

ศาสตร์การศึกษาสเปกโทรสโกปีของดาวฤกษ์เริ่มบุกเบิกโดย โยเซ็ฟ ฟ็อน เฟราน์โฮเฟอร์ และแองเจโล เซคคี โดยการเปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวฤกษ์เช่น เปรียบดาวซิริอุสกับดวงอาทิตย์ พวกเขาพบว่ากำลังและจำนวนของเส้นดูดกลืนสเปกตรัมของดาวมีความแตกต่างกัน คือส่วนของแถบมืดในสเปกตรัมดาวฤกษ์ที่เกิดจากการดูดกลืนคลื่นความถี่เฉพาะอันเป็นผลจากบรรยากาศ ปี ค.ศ. 1865 เซคคีเริ่มต้นจัดประเภทของดาวฤกษ์ตามลักษณะสเปกตรัมของมัน^[29] อย่างไรก็ดี รูปแบบการจัดประเภทดาวฤกษ์ดังที่ใช้กันอยู่ในยุคปัจจุบันได้พัฒนาขึ้นโดย แอนนี เจ. แคนนอน ในระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1900

การเฝ้าสังเกตดาวคู่เริ่มมีความสำคัญมากยิ่งขึ้นในช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 19 ในปี ค.ศ. 1834 ฟรีดริช เบ็สเซิล ได้เฝ้าสังเกตการเปลี่ยนแปลงความเร็วแนวเล็งของดาวซิริอุส และสรุปว่ามันมีดาวคู่ที่ซ่อนตัวอยู่ เอ็ดเวิร์ด พิกเคอริงค้นพบการแยกสีของดาวคู่เป็นครั้งแรกในปี 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^[30]

การศึกษาดาวฤกษ์มีความก้าวหน้าขึ้นอย่างมากตลอดช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 20 ภาพถ่ายกลายเป็นเครื่องมือสำคัญที่มีค่ายิ่งสำหรับการศึกษาทางดาราศาสตร์ คาร์ล สวาซชิลด์ค้นพบว่า สีของดาวฤกษ์ซึ่งหมายถึงอุณหภูมิของมันนั้น สามารถตรวจสอบได้โดยการเปรียบเทียบค่าโชติมาตรปรากฏกับความสว่างในภาพถ่าย มีการพัฒนาโฟโตมิเตอร์แบบโฟโตอิเล็กทริกซึ่งช่วยให้การตรวจวัดความสว่างที่ความยาวคลื่นหลาย ๆ ช่วงทำได้แม่นยำยิ่งขึ้น ปี ค.ศ. 1921 อัลเบิร์ต เอ. มิเชลสัน ได้ทำการตรวจวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ได้เป็นครั้งแรกโดยใช้อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ของกล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์^[31]

ผลงานที่สำคัญในการศึกษาลักษณะทางกายภาพของดาวฤกษ์เกิดขึ้นในช่วงทศวรรษแรก ๆ ของคริสต์ศตวรรษที่ 20 ในปี ค.ศ. 1913 ได้มีการพัฒนาไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ ซึ่งช่วยกระตุ้นการศึกษาด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์ของดาวฤกษ์มากยิ่งขึ้น แบบจำลองเกี่ยวกับโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์และวิวัฒนาการของดาวก็ได้รับการพัฒนาขึ้นจนสำเร็จ รวมไปถึงการพยายามอธิบายสเปกตรัมของดาวซึ่งสามารถทำได้โดยความก้าวหน้าอย่างยิ่งของควอนตัมฟิสิกส์ ทั้งหมดนี้นำไปสู่การอธิบายองค์ประกอบทางเคมีของชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์อีกด้วย^[32]

นอกเหนือจากมหานวดาราแล้ว ได้มีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวจำนวนมากในดาราจักรต่าง ๆ ที่อยู่ในกลุ่มท้องถิ่นของทางช้างเผือก^[33] โดยเฉพาะอย่างยิ่งการเฝ้าสังเกตทางช้างเผือกในส่วนที่สามารถมองเห็นได้ (ดังที่ได้แสดงในสารบัญแฟ้มดาวฤกษ์เท่าที่พบในดาราจักรทางช้างเผือก^[34]) แต่ยังมีดาวฤกษ์ที่เฝ้าสังเกตบางดวงอยู่ในดาราจักร M100 ในกระจุกดาราจักรหญิงสาว ซึ่งอยู่ห่างจากโลกไปราว 100 ล้านปีแสง^[35] เราสามารถที่จะมองเห็นกระจุกดาวภายในกระจุกดาราจักรยวดยิ่งท้องถิ่น กล้องโทรทรรศน์ในยุคปัจจุบันโดยทั่วไปสามารถใช้สังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวจาง ๆ ในกระจุกดาราจักรท้องถิ่นได้ ดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลที่สุดที่เคยเฝ้าสังเกตอยู่ไกลออกไปนับหลายร้อยล้านปีแสง^[36] (ดูเพิ่มเติมใน ดาวเซเฟอิด) อย่างไรก็ดี ยังไม่เคยมีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวหรือกระจุกดาวอื่นใดที่อยู่พ้นจากกระจุกดาราจักรยวดยิ่งของเราออกไปเลย นอกจากภาพถ่ายจาง ๆ ภาพเดียวที่แสดงถึงกระจุกดาวขนาดใหญ่อันประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายแสนดวง อยู่ห่างออกไปมากกว่าหนึ่งพันล้านปีแสง^[37] ซึ่งไกลเป็นสิบเท่าของระยะห่างของกระจุกดาวไกลที่สุดที่เคยมีการสังเกตการณ์มา

การตั้งชื่อ

หลักการเกี่ยวกับกลุ่มดาวเป็นที่รู้จักกันมานานแล้วตั้งแต่ยุคสมัยบาบิโลน ผู้ที่เฝ้าสังเกตท้องฟ้ายามราตรีในยุคโบราณจินตนาการรูปร่างการรวมตัวของดวงดาวออกมาเป็นรูปแบบต่าง ๆ กัน และนำมาเกี่ยวโยงกับตำนานปรัมปราตามความเชื่อของตน มีกลุ่มดาว 12 รูปแบบเรียงตัวกันอยู่ตามแนวสุริยวิถี ในเวลาต่อมากลุ่มดาวทั้ง 12 กลุ่มนี้กลายเป็นพื้นฐานของวิชาโหราศาสตร์^[38] นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ที่แยกจากกลุ่มอีกจำนวนหนึ่งที่โดดเด่น ก็ได้รับการตั้งชื่อให้ด้วย โดยมากเป็นชื่อในภาษาอารบิกหรือภาษาละติน

นอกเหนือไปจากกลุ่มดาวและดวงอาทิตย์แล้ว บรรดาดวงดาวทั้งหมดก็มีตำนานเป็นของตัวเองด้วย^[39] ตามความเชื่อของชาวกรีกโบราณ ดวงดาวบางดวง หรือที่แท้คือ ดาวเคราะห์ (ภาษากรีกโบราณว่า πλανήτης (planētēs) หมายถึง "ผู้พเนจร") เป็นตัวแทนของเทพเจ้าองค์สำคัญหลายองค์ ซึ่งชื่อของเทพเจ้าเหล่านั้นก็เป็นที่มาของชื่อดาวด้วย เช่น ดาวพุธ (เมอร์คิวรี) ดาวศุกร์ (วีนัส) ดาวอังคาร (มาส์) ดาวพฤหัสบดี (จูปิเตอร์) และดาวเสาร์ (แซตเทิร์น) ^[39] สำหรับดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนก็เป็นชื่อของตำนานเทพเจ้ากรีกและตำนานเทพเจ้าโรมันเช่นเดียวกัน แม้ในอดีตดาวทั้งสองนี้ยังไม่เป็นที่รู้จัก เพราะมันมีความสว่างต่ำมาก แต่นักดาราศาสตร์ในยุคหลังก็ตั้งชื่อดาวทั้งสองตามชื่อของเทพเจ้าด้วยเช่นกัน

ในช่วงคริสต์ทศวรรษ 1600 มีการใช้ชื่อของกลุ่มดาวไปใช้ตั้งชื่อดาวฤกษ์อื่นที่พบอยู่ในย่านฟ้าเดียวกัน นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน โยฮัน ไบเออร์ ได้สร้างชุดแผนที่ดาวขึ้นชุดหนึ่งชื่อ อูราโนเมเทรีย เขาใช้อักษรกรีกในการตั้งรหัสดาวแต่ละดวงในกลุ่มดาว ซึ่งต่อมาเป็นที่รู้จักในชื่อ การตั้งชื่อระบบไบเออร์ ที่นิยมใช้มาจนถึงปัจจุบัน ต่อมา จอห์น แฟลมสตีด คิดค้นระบบตัวเลขประสมเข้าไปโดยอ้างอิงจากค่าไรต์แอสเซนชันของดาว เขาจัดทำรายชื่อดาวไว้ในหนังสือ "Historia coelestis Britannica" (ฉบับปี ค.ศ. 1712) ในเวลาต่อมาระบบตัวเลขนี้เป็นที่รู้จักในชื่อ การตั้งชื่อระบบแฟลมสตีด หรือ ระบบตัวเลขแฟลมสตีด^[40]^[41]

ภายใต้กฎหมายอวกาศ หน่วยงานเพียงแห่งเดียวซึ่งเป็นที่ยอมรับทั่วโลกว่ามีอำนาจหน้าที่ในการตั้งชื่อวัตถุท้องฟ้าต่าง ๆ คือ สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล^[42] ยังมีบริษัทเอกชนอีกจำนวนหนึ่งที่อ้างการจำหน่ายชื่อแก่ดวงดาว (ดังเช่น "สำนักจดทะเบียนดาวฤกษ์ระหว่างประเทศ") อย่างไรก็ดี ชื่อจากองค์กรเหล่านี้ไม่เป็นที่ยอมรับจากชุมชนวิทยาศาสตร์ และไม่มีใครใช้ด้วย^[42] นักวิทยาศาสตร์เห็นว่าองค์กรเหล่านี้เป็นพวกหลอกลวงที่ต้มตุ๋นประชาชนทั่วไปซึ่งไม่เข้าใจกระบวนการตั้งชื่อดาวฤกษ์^[43] แต่กระนั้น ลูกค้าที่ทราบเรื่องนี้ก็ยังคงมีความปรารถนาที่จะตั้งชื่อดาวฤกษ์ด้วยตนเอง^[44]

หน่วยวัด

คุณลักษณะของดาวฤกษ์โดยมากจะระบุโดยใช้มาตราเอสไอ หรืออาจมีที่ใช้มาตราซีจีเอสบ้างจำนวนหนึ่ง (ตัวอย่างเช่น การระบุค่ากำลังส่องสว่างเป็น เออร์กต่อวินาที) ค่าของมวล กำลังส่องสว่าง และรัศมี มักระบุในหน่วยของดวงอาทิตย์ โดยอ้างอิงจากคุณลักษณะของดวงอาทิตย์ ดังนี้

มวลดวงอาทิตย์:	${\begin{smallmatrix}M_{\odot }=1.9891\times 10^{30}\end{smallmatrix}}$ กก.^[45]
กำลังส่องสว่างดวงอาทิตย์:	${\begin{smallmatrix}L_{\odot }=3.827\times 10^{26}\end{smallmatrix}}$ วัตต์^[45]
รัศมีดวงอาทิตย์:	${\begin{smallmatrix}R_{\odot }=6.960\times 10^{8}\end{smallmatrix}}$ ม.^[46]

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

กำเนิดและวิวัฒนาการ

ดาวฤกษ์จะก่อตัวขึ้นภายในเขตขยายของมวลสารระหว่างดาวที่มีความหนาแน่นสูงกว่า ถึงแม้ว่าความหนาแน่นนี้จะยังคงต่ำกว่าห้องสุญญากาศบนโลกก็ตาม ในบริเวณนี้ซึ่งเรียกว่า เมฆโมเลกุล และประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ โดยมีฮีเลียมราวร้อยละ 23-28 และธาตุที่หนักกว่าอีกจำนวนหนึ่ง ตัวอย่างหนึ่งของบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์อยู่ในเนบิวลานายพราน^[47] และเมื่อดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ก่อตั้งขึ้นจากเมฆโมเลกุล ดาวฤกษ์เหล่านี้ก็ได้ให้ความสว่างแก่เมฆเหล่านี้ นอกจากนี้ยังเปลี่ยนไฮโดรเจนให้กลายเป็นไอออน ทำให้เกิดบริเวณที่เรียกว่า บริเวณเอช 2

การก่อตัวของดาวฤกษ์ก่อนเกิด

จุดกำเนิดของดาวฤกษ์เกิดขึ้นจากแรงโน้มถ่วงที่ไม่เสถียรภายในเมฆโมเลกุล โดยมากมักเกิดจากคลื่นกระแทกจากมหานวดารา (การระเบิดขนาดใหญ่ของดาวฤกษ์) หรือจากการแตกสลายของดาราจักรสองแห่งที่ปะทะกัน (เช่นในดาราจักรชนิดดาวกระจาย) เมื่อย่านเมฆนั้นมีความหนาแน่นเพียงพอจนถึงขอบเขตความไม่เสถียรของฌ็อง มันจึงยุบตัวลงด้วยแรงโน้มถ่วงภายในของมันเอง^[48]

ขณะที่เมฆโมเลกุลยุบตัวลง ฝุ่นและแก๊สหนาแน่นก็เข้ามาเกาะกลุ่มอยู่ด้วยกัน เรียกว่า กลุ่มเมฆบอก ยิ่งกลุ่มเมฆยุบตัวลง ความหนาแน่นภายในก็เพิ่มสูงขึ้นเรื่อย ๆ พลังงานจากแรงโน้มถ่วงถูกแปลงไปกลายเป็นความร้อนซึ่งทำให้อุณหภูมิสูงยิ่งขึ้น เมื่อเมฆดาวฤกษ์ก่อนเกิดนี้ดำเนินไปจนกระทั่งถึงสภาวะสมดุลของอุทกสถิต จึงเริ่มมีดาวฤกษ์ก่อนเกิดก่อตัวขึ้นที่ใจกลาง^[49] ดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลักมักจะมีแผ่นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดล้อมรอบอยู่ ช่วงเวลาของการแตกสลายด้วยแรงโน้มถ่วงนี้กินเวลาประมาณ 10-15 ล้านปี

ดาวฤกษ์ยุคแรกที่มีมวลน้อยกว่า 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ จะเรียกว่าเป็นดาวประเภท T Tauri ส่วนพวกที่มีมวลมากกว่านั้นจะเรียกว่าเป็น ดาวเฮอร์บิก Ae/Be ดาวฤกษ์เกิดใหม่เหล่านี้จะแผ่ลำพลังงานของแก๊สออกมาตามแนวแกนการหมุน ซึ่งอาจช่วยลดโมเมนตัมเชิงมุมของดาวฤกษ์ที่กำลังยุบตัวลงและทำให้กลุ่มเมฆเรืองแสงเป็นหย่อม ๆ ซึ่งรู้จักกันในชื่อ วัตถุเฮอร์บิก–อาโร^[50]^[51] ลำแก๊สเหล่านี้ เมื่อประกอบกับการแผ่รังสีจากดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่อยู่ใกล้เคียง อาจช่วยขับกลุ่มเมฆซึ่งปกคลุมอยู่รอบดาวฤกษ์ที่ดาวนั้นก่อตั้งอยู่ออกไป^[52]

แถบลำดับหลัก

ช่วงเวลากว่า 90% ของดาวฤกษ์จะใช้ไปในการเผาผลาญไฮโดรเจนเพื่อสร้างฮีเลียมด้วยปฏิกิริยาแรงดันสูงและอุณหภูมิสูงที่บริเวณใกล้แกนกลาง เรียกดาวฤกษ์เหล่านี้ว่าเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ในแถบลำดับหลักหรือดาวแคระ นับแต่ช่วงอายุเป็น 0 ในแถบลำดับหลัก สัดส่วนฮีเลียมในแกนกลางดาวจะเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ผลที่เกิดขึ้นตามมาเพื่อการรักษาอัตราการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันในแกนกลางคือ ดาวฤกษ์จะค่อย ๆ มีอุณหภูมิสูงขึ้นและกำลังส่องสว่างเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ^[53] ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์มีค่ากำลังส่องสว่างเพิ่มขึ้นนับจากเมื่อครั้งเข้าสู่แถบลำดับหลักครั้งแรกเมื่อ 4,600 ล้านปีก่อนราว 40%^[54]

ดาวฤกษ์ทุกดวงจะสร้างลมดาวฤกษ์ ซึ่งประกอบด้วยอนุภาคเล็ก ๆ ของแก๊สที่ไหลออกจากดาวฤกษ์ไปในห้วงอวกาศ โดยมากแล้วมวลที่สูญเสียไปจากลมดาวฤกษ์นี้ถือว่าน้อยมาก แต่ละปีดวงอาทิตย์จะสูญเสียมวลออกไปประมาณ 10^-14 เท่าของมวลดวงอาทิตย์^[55] หรือคิดเป็นประมาณ 0.01% ของมวลทั้งหมดของมันตลอดช่วงอายุ แต่สำหรับดาวฤกษ์มวลมากอาจจะสูญเสียมวลไปราว 10⁻⁷ ถึง 10⁻⁵ เท่าของมวลดวงอาทิตย์ต่อปี ซึ่งค่อนข้างส่งผลกระทบต่อวิวัฒนาการของตัวมันเอง^[56] ดาวฤกษ์ที่มีมวลเริ่มต้นมากกว่า 50 เท่าของมวลดวงอาทิตย์อาจสูญเสียมวลออกไปราวครึ่งหนึ่งของมวลทั้งหมดตลอดช่วงเวลาที่อยู่ในแถบลำดับหลัก^[57]

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

นอกเหนือจากมวล องค์ประกอบของธาตุหนักที่หนักกว่าฮีเลียมก็มีบทบาทสำคัญต่อวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เช่นกัน ในทางดาราศาสตร์ ธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมจะเรียกว่าเป็น "โลหะ" และความเข้มข้นทางเคมีของธาตุเหล่านี้จะเรียกว่า ค่าความเป็นโลหะ ค่านี้มีอิทธิพลต่อช่วงเวลาที่ดาวฤกษ์เผาผลาญเชื้อเพลิง รวมถึงควบคุมการกำเนิดสนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์^[58] และมีผลต่อความเข้มของลมดาวฤกษ์ด้วย^[59] ดาวฤกษ์ชนิดดารากร 2 ซึ่งมีอายุเก่าแก่กว่าจะมีค่าความเป็นโลหะน้อยกว่าดาวฤกษ์รุ่นใหม่ หรือดาวฤกษ์แบบดารากร 3 เนื่องมาจากองค์ประกอบที่มีอยู่ในเมฆโมเลกุลอันดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นมานั่นเอง ยิ่งเวลาผ่านไป เมฆเหล่านี้จะมีส่วนประกอบของธาตุหนักเข้มข้นขึ้นเรื่อย ๆ เมื่อดาวฤกษ์เก่าแก่สิ้นอายุขัยและส่งคืนสารประกอบภายในชั้นบรรยากาศของมันกลับไปในอวกาศ

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^[54]^[60]

ในดาวยักษ์แดงที่มีมวลมากถึง 2.25 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ปฏิกิริยาฟิวชันไฮโดรเจนจะยังคงดำเนินต่อไปในพื้นผิวเปลือกรอบแกนกลาง^[61] ในที่สุด แกนกลางจะบีบอัดจนกระทั่งเริ่มปฏิกิริยาฟิวชันฮีเลียม และดาวฤกษ์จะมีรัศมีหดตัวลงอย่างต่อเนื่องและมีอุณหภูมิพื้นผิวสูงขึ้น ในดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่านี้ พื้นที่แกนกลางจะเปลี่ยนจากการฟิวชันไฮโดรเจนไปเป็นการฟิวชันฮีเลียมโดยตรง^[62]

หลังจากดาวฤกษ์ได้ใช้ฮีเลียมที่แกนกลางจนหมด ปฏิกิริยาฟิวชันจะยังคงดำเนินต่อไปในเปลือกหุ้มแกนกลางซึ่งประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจน ดาวฤกษ์นั้นก็จะยังคงดำเนินต่อไปในเส้นทางวิวัฒนาการคู่ขนานไปกับระยะดาวยักษ์แดงในช่วงแรก แต่มีอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่ามาก

ดาวมวลมาก

ระหว่างช่วงการเผาผลาญฮีเลียมของดาวฤกษ์เหล่านี้ ดาวมวลมากซึ่งมีมวลมากกว่า 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะพองตัวออกจนกระทั่งกลายเป็นดาวยักษ์ใหญ่แดง เมื่อเชื้อเพลิงที่แกนกลางของดาวยักษ์ใหญ่แดงหมด พวกมันจะยังคงฟิวชันธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม

แกนกลางจะหดตัวลงต่อไปจนกระทั่งมีอุณหภูมิและความดันเพียงพอที่จะฟิวชันคาร์บอน กระบวนการดังกล่าวดำเนินต่อไป ต่อด้วยกระบวนการใช้นีออนเป็นเชื้อเพลิง ตามด้วยออกซิเจนและซิลิคอน เมื่ออายุขัยของดาวฤกษ์ใกล้จะสิ้นสุด ฟิวชันจะสามารถเกิดขึ้นไปพร้อม ๆ กับชั้นเปลือกหัวหอมจำนวนมากภายในดาวฤกษ์ เปลือกเหล่านี้จะฟิวชันธาตุที่แตกต่างกัน โดยเปลือกชั้นนอกสุดจะฟิวชันไฮโดรเจน ชั้นต่อไปฟิวชันฮีเลียม เป็นเช่นนี้ไปเรื่อย ๆ ^[63]

ดาวฤกษ์เข้าสู่ระยะสุดท้ายของอายุขัยเมื่อมันเริ่มผลิตเหล็ก เนื่องจากนิวเคลียสของเหล็กมียึดเหนี่ยวระหว่างกันอย่างแน่นหนากว่านิวเคลียสที่หนักกว่าใด ๆ ถ้าหากเหล็กถูกฟิวชันก็จะไม่ก่อให้เกิดการปลดปล่อยพลังงานแต่อย่างใด แต่ในทางกลับกัน กระบวนการดังกล่าวต้องใช้พลังงาน เช่นเดียวกัน นับตั้งแต่เหล็กยึดเหนี่ยวอย่างแน่นหนากว่านิวเคลียสที่เบากว่าทั้งหมด พลังงานจึงไม่สามารถถูกปลดปล่อยออกมาโดยปฏิกิริยาฟิชชั่นได้ ในดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างมีอายุและมวลมาก แกนกลางขนาดใหญ่ของดาวจะประกอบด้วยเหล็กเพิ่มมากขึ้น ธาตุที่หนักกว่าในดาวฤกษ์เหล่านี้จะยังคงถูกส่งขึ้นมายังพื้นผิว ก่อให้เกิดวัตถุวิวัฒนาการซึ่งเป็นที่รู้จักกันว่า ดาวฤกษ์วูล์ฟ-ราเยท์ ซึ่งมีลมดาวฤกษ์หนาแน่นเกิดขึ้นบริเวณบรรยากาศชั้นนอก^[61]

การยุบตัว

เมื่อถึงขั้นนี้ ดาวฤกษ์มวลปานกลางซึ่งวิวัฒนาการแล้วจะสลัดพื้นผิวชั้นนอกออกมาเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ หากสิ่งที่เหลือจากบรรยากาศชั้นนอกที่ลอยกระจายออกไปมีมวลน้อยกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มันจะยุบตัวลงจนกลายเป็นวัตถุขนาดค่อนข้างเล็ก (มีขนาดเท่ากับขนาดของโลก) ซึ่งไม่มีมวลมากพอที่จะมีแรงกดดันเกิดขึ้นไปมากกว่านี้อีก หรือที่รู้จักกันว่า ดาวแคระขาว^[64] สสารเสื่อมอิเล็กตรอนภายในดาวแคระขาวจะไม่ใช่พลาสม่าอีกต่อไป ถึงแม้ว่าดาวฤกษ์จะหมายความถึงทรงกลมซึ่งประกอบไปด้วยพลาสม่าก็ตาม ในที่สุด ดาวแคระขาวก็จะจางลงจนกลายเป็นดาวแคระดำ หลังจากเวลาผ่านไป

ในดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่า ปฏิกิริยาฟิวชันจะยังคงดำเนินต่อไปจนกระทั่งแกนกลางเหล็กมีขนาดใหญ่ขึ้นอย่างมาก (มีมวลมากกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) จนกระทั่งมันไม่สามารถรองรับมวลอันมหาศาลของตัวมันเองได้ แกนกลางนี้จะยุบตัวลงอย่างเฉียบพลัน เมื่ออิเล็กตรอนเข้าไปอยู่ในโปรตอน ทำให้เกิดนิวตรอนและนิวตริโนในการสลายให้อนุภาคบีตาผกผันหรือการจับยึดอิเล็กตรอน คลื่นกระแทกอันเกิดจากการยุบตัวกะทันหันนี้ได้ทำให้ส่วนที่เหลือของดาวฤกษ์ระเบิดออกเป็นมหานวดารา มหานวดารามีความสว่างมากเสียจนแสงสว่างของมันบดบังแสงจากดาวฤกษ์ทั้งหมดในดาราจักรที่ดาวนั้นอยู่ และเมื่อมหานวดาราเกิดขึ้นในดาราจักรทางช้างเผือก ในประวัติศาสตร์ มหานวดาราได้รับการสังเกตโดยผู้สังเกตการณ์ด้วยตาเปล่าว่าเป็น "ดาวฤกษ์ดวงใหม่" ที่ซึ่งไม่เคยเกิดขึ้นมาก่อน^[65]

สสารส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์จะถูกระเบิดออกจากการระเบิดมหานวดารา (ทำให้เกิดเนบิวลา อย่างเช่น เนบิวลาปู^[65]) และส่วนที่เหลืออยู่จะกลายมาเป็นดาวนิวตรอน (ซึ่งในบางครั้งมีคุณสมบัติชัดเจน อย่างเช่น พัลซาร์ หรือ ดาวระเบิดรังสีเอกซ์) หรือในกรณีของดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่ที่สุด (มีขนาดใหญ่มากพอที่การระเบิดออกยังคงเหลือซากที่มีมวลโดยประมาณอย่างน้อย 4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ดาวฤกษ์เหล่านี้จะกลายไปเป็นหลุมดำ^[66] สสารที่อยู่ในดาวนิวตรอนจะอยู่ในสถานะที่เรียกกันว่า สสารเสื่อมนิวตรอน กับรูปแบบของสสารเสื่อมอื่นที่ประหลาดกว่านั้น เช่น สสารควาร์ก เกิดขึ้นที่แกนกลาง ส่วนสถานะของสสารภายในหลุมดำนั้นในปัจจุบันยังไม่เป็นที่เข้าใจเลย

พื้นผิวชั้นนอกส่วนที่ถูกระเบิดออกจากดาวที่ตายแล้วรวมไปถึงธาตุหนักซึ่งอาจเป็นสารเริ่มต้นระหว่างการก่อตั้งของดาวฤกษ์ดวงใหม่ได้ ธาตุหนักเหล่านี้ทำให้เกิดดาวเคราะห์หิน การไหลออกจากมหานวดาราและลมดาวฤกษ์ได้มีส่วนสำคัญในการก่อให้เกิดมวลสารระหว่างดาว^[65]

การกระจายตัว

นอกจากดาวนาเม็กที่อยู่อย่างโดดเดี่ยว ระบบดาวหลายดวงมักประกอบด้วยดาวฤกษ์ตั้งแต่ 2 ดวงขึ้นไปที่เกี่ยวพันกันอยู่ด้วยแรงโน้มถ่วงดึงดูดระหว่างกัน ทำให้ต่างโคจรไปรอบกันและกัน ระบบดาวหลายดวงที่พบมากที่สุดคือ ระบบดาวคู่ แต่ก็มีระบบดาว 3 ดวงหรือมากกว่านั้นให้พบเห็นด้วยเช่นกัน ตามหลักการเสถียรภาพของวงโคจร ในระบบดาวหลายดวงมักแบ่งสัดส่วนการโคจรออกเป็นระดับชั้นซึ่งแต่ละชั้นมีลักษณะคล้ายกับระบบดาวคู่^[67] นอกจากนี้ยังมีระบบดาวที่ใหญ่ขึ้นไปอีกเรียกว่า กระจุกดาว ซึ่งประกอบด้วยกลุ่มของดาวฤกษ์ที่อยู่ด้วยกันอย่างหลวม ๆ อาจมีดาวเพียงไม่กี่ดวง ไปจนถึงกระจุกดาวทรงกลมที่มีดาวฤกษ์สมาชิกนับหลายร้อยหลายพันดวง

มีข้อสมมุติฐานมานานแล้วว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะเป็นสมาชิกอยู่ในระบบดาวหลายดวงที่มีแรงโน้มถ่วงดึงดูดระหว่างกัน ข้อสมมุติฐานนี้เป็นจริงอย่างมากกับดาวฤกษ์มวลมากประเภท O และ B ซึ่งเชื่อว่ากว่า 80% ของดาวฤกษ์ในประเภทนี้อยู่ในระบบดาวหลายดวง อย่างไรก็ดีมีการค้นพบระบบดาวเดี่ยวเพิ่มมากขึ้นโดยเฉพาะกับดาวฤกษ์ขนาดเล็ก เชื่อว่ามีเพียงประมาณ 25% ของดาวแคระแดงเท่านั้นที่มีดาวอื่นอยู่ในระบบเดียวกัน จากจำนวนดาวฤกษ์ทั้งหมดเป็นดาวแคระแดงไปถึง 85% ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในทางช้างเผือกก็เป็นดาวฤกษ์เดี่ยวมานับแต่ถือกำเนิด^[68]

ตลอดทั่วเอกภพ ดาวฤกษ์ไม่ได้กระจายตัวกันอยู่อย่างสม่ำเสมอ แต่มีการรวมกลุ่มอยู่ด้วยกันในลักษณะของดาราจักร รวมถึงส่วนของแก๊สและฝุ่นระหว่างดวงดาว ดาราจักรโดยทั่วไปมีดาวฤกษ์อยู่เป็นจำนวนหลายแสนล้านดวง และภายในเอกภพที่สังเกตได้ มีดาราจักรอยู่ทั้งสิ้นมากกว่าหนึ่งแสนล้านแห่ง^[69] แม้จะเชื่อกันว่า ดาวฤกษ์โดยทั่วไปควรอยู่ในดาราจักรแห่งใดแห่งหนึ่ง ทว่าก็มีการค้นพบดาวฤกษ์ที่อยู่ระหว่างดาราจักรด้วยเช่นกัน^[70] นักดาราศาสตร์คาดการณ์ว่า น่าจะมีดาวฤกษ์อยู่ทั้งสิ้นประมาณ 7 หมื่นล้านล้านล้านดวง (7×10²²) ภายในเอกภพที่สังเกตได้^[71]

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^[72] ระยะทางที่เอ่ยถึงนี้เป็นระยะทางภายในจานดาราจักรซึ่งครอบคลุมบริเวณระบบสุริยะ^[73] หากเป็นบริเวณใจกลางของดาราจักรหรือในกระจุกดาวทรงกลม ดาวฤกษ์จะอยู่ใกล้ชิดกันมากกว่านี้

เมื่อดาวฤกษ์ในบริเวณห่างไกลจากใจกลางดาราจักรอยู่ห่างกันขนาดนี้ จึงเชื่อว่าโอกาสที่ดาวฤกษ์จะปะทะกันมีค่อนข้างน้อย ขณะที่ในย่านซึ่งมีดาวฤกษ์อยู่อย่างหนาแน่นเช่นในกระจุกดาวทรงกลมหรือใจกลางดาราจักร การที่ดาวฤกษ์ปะทะกันถึงเป็นเรื่องสามัญที่เกิดขึ้นทั่วไป^[74] การปะทะของดาวฤกษ์นี้จะทำให้เกิดดาวฤกษ์ประหลาดชนิดใหม่ที่เรียกว่า ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน ซึ่งมีค่าอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่าดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักโดยทั่วไปในกระจุกดาวเดียวกันทั้งที่มีกำลังส่องสว่างเท่ากัน^[75]

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^[76]^[77]

ยิ่งดาวฤกษ์มีมวลมากเท่าใด ก็จะยิ่งมีอายุสั้นเท่านั้น ทั้งนี้เนื่องจากดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะมีแรงดันภายในแกนกลางที่สูงกว่า ทำให้การเผาผลาญไฮโดรเจนเป็นไปในอัตราที่สูงกว่า ดาวฤกษ์มวลมากที่สุดมีอายุเฉลี่ยเท่าที่พบราว 1 ล้านปี ส่วนดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยที่สุด (ดาวแคระแดง) เผาผลาญพลังงานภายในตัวเองในอัตราที่ต่ำมาก และมีอายุอยู่ยาวนานตั้งแต่หลักพันล้านจนถึงหมื่นล้านปี^[78]^[79]

องค์ประกอบทางเคมี

เมื่อแรกที่ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น มันประกอบด้วยไฮโดรเจน 71% และฮีเลียม 27% โดยมวล^[80] กับสัดส่วนของธาตุหนักอีกเล็กน้อย โดยทั่วไปเราวัดปริมาณของธาตุหนักในรูปขององค์ประกอบเหล็กในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ เนื่องจากเหล็กเป็นธาตุพื้นฐาน และการตรวจวัดเส้นการดูดซับของมันก็ทำได้ง่าย ในเมฆโมเลกุลอันเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์จะอุดมไปด้วยธาตุหนักมากมายที่ได้มาจากมหานวดาราหรือการระเบิดของดาวฤกษ์รุ่นแรก ดังนั้นการตรวจวัดองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์จึงสามารถใช้ประเมินอายุของมันได้^[81] เราอาจใช้องค์ประกอบธาตุหนักในการวินิจฉัยได้ด้วยว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นน่าจะมีระบบดาวเคราะห์ของตนเองหรือไม่^[82]

ดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบธาตุเหล็กต่ำที่สุดเท่าที่เคยตรวจพบ คือดาวแคระ HE1327-2326 โดยมีองค์ประกอบเหล็กเพียง 1 ใน 200,000 ส่วนของดวงอาทิตย์^[83] ในด้านตรงข้าม ดาวฤกษ์ที่มีโลหะธาตุสูงมากคือ μ Leonis ซึ่งมีธาตุเหล็กสูงกว่าดวงอาทิตย์เกือบสองเท่า อีกดวงหนึ่งคือ 14 Herculis ซึ่งมีดาวเคราะห์เป็นของตนเองด้วย มีธาตุเหล็กสูงกว่าดวงอาทิตย์เกือบสามเท่า^[84] นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบทางเคมีอันแปลกประหลาดอีกหลายดวงซึ่งสังเกตได้จากเส้นสเปกตรัมของมัน โดยที่มีทั้งโครเมียมกับธาตุหายากบนโลก^[85]

เส้นผ่านศูนย์กลาง

ดาวฤกษ์ต่าง ๆ อยู่ห่างจากโลกมาก ดังนั้นนอกจากดวงอาทิตย์แล้ว เราจึงมองเห็นดาวฤกษ์ต่าง ๆ เป็นเพียงจุดแสงเล็ก ๆ ในเวลากลางคืน ส่องแสงกะพริบวิบวับเนื่องมาจากผลจากชั้นบรรยากาศของโลก ดวงอาทิตย์ก็เป็นดาวฤกษ์ดวงหนึ่ง แต่อยู่ใกล้กับโลกมากพอจะปรากฏเห็นเป็นรูปวงกลม และให้แสงสว่างในเวลากลางวัน นอกเหนือจากดวงอาทิตย์แล้ว ดาวฤกษ์ที่มีขนาดปรากฏใหญ่ที่สุดคือ R Doradus ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมเพียง 0.057 พิลิปดา^[86]

ภาพของดาวฤกษ์ส่วนมากที่มองเห็นและวัดได้ในขนาดเชิงมุมจะเล็กมากจนต้องอาศัยการสังเกตการณ์บนโลกด้วยกล้องโทรทรรศน์ บางครั้งต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ในเทคนิค interferometer เพื่อช่วยขยายภาพ เทคนิคอีกประการหนึ่งในการตรวจวัดขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์คือ occultation โดยการตรวจวัดโชติมาตรของดาวที่ลดลงเนื่องมาจากความสว่างของดวงจันทร์ (หรือจากโชติมาตรที่เพิ่มขึ้นเมื่อมันปรากฏขึ้นใหม่) แล้วจึงนำมาคำนวณขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์นั้น^[87]

ขนาดของดาวฤกษ์เรียงตามลำดับตั้งแต่เล็กสุดคือ ดาวนิวตรอน มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางระหว่าง 20 ถึง 40 กิโลเมตร ไปจนถึงดาวยักษ์ใหญ่เช่น ดาวบีเทลจุสในกลุ่มดาวนายพราน ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่าดวงอาทิตย์ราว 650 เท่า คือกว่า 900 ล้านกิโลเมตร แต่ดาวบีเทลจุสยังมีความหนาแน่นต่ำกว่าดวงอาทิตย์ของเรา^[88]

การเคลื่อนที่

ลักษณะการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์เมื่อเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ของเรา สามารถให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์อย่างยิ่งในการเรียนรู้ถึงจุดกำเนิดและอายุของดาว รวมไปถึงโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาราจักรโดยรอบ องค์ประกอบการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ประกอบด้วย ความเร็วแนวเล็ง ที่วิ่งเข้าหาหรือวิ่งออกจากดวงอาทิตย์ และการเคลื่อนที่เชิงมุมที่เรียกว่า การเคลื่อนที่เฉพาะ

การตรวจวัดความเร็วแนวเล็งทำได้โดยอาศัยการเคลื่อนดอปเปลอร์ของเส้นสเปกตรัมของดาว หน่วยที่วัดเป็นกิโลเมตรต่อวินาที การตรวจวัดการเคลื่อนที่เฉพาะของดาวฤกษ์ทำได้จากเครื่องมือตรวจวัดทางดาราศาสตร์ที่มีความแม่นยำสูง หน่วยที่วัดเป็นมิลลิพิลิปดาต่อปี เมื่ออาศัยการตรวจสอบพารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์ เราจึงสามารถแปลงการเคลื่อนที่เฉพาะให้ไปเป็นหน่วยของความเร็วได้ ดาวฤกษ์ที่มีค่าการเคลื่อนที่เฉพาะสูงมีแนวโน้มที่จะอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าดาวดวงอื่น จึงเป็นตัวแทนที่ดีสำหรับใช้ตรวจวัดพารัลแลกซ์ของดาวได้^[90]

เมื่อเราทราบอัตราการเคลื่อนที่ทั้งสองตัวนี้แล้ว ก็จะสามารถคำนวณความเร็วในการเคลื่อนที่อวกาศของดาวฤกษ์ดวงนั้นเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์หรือดาราจักรได้ ในบรรดาดาวฤกษ์ใกล้เคียงที่ตรวจวัด พบว่าดาวฤกษ์ชนิดดารากร 1 มีความเร็วต่ำกว่าดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าเช่น ดาวฤกษ์ชนิดดารากร 2 ดาวฤกษ์ในกลุ่มหลังมีระนาบโคจรที่ค่อนข้างใกล้เคียงกับระนาบดาราจักร^[91] เมื่อเปรียบเทียบจลนศาสตร์ของดาวฤกษ์ที่อยู่ในบริเวณใกล้เคียงกัน ทำให้เราสามารถจัดกลุ่มของดาวฤกษ์ได้ ซึ่งมีแนวโน้มที่ดาวฤกษ์ในกลุ่มเดียวกันจะกำเนิดมาจากเมฆโมเลกุลชุดเดียวกัน^[92]

สนามแม่เหล็ก

สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์เกิดขึ้นจากบริเวณภายในของดาวที่ซึ่งเกิดการไหลเวียนของการพาความร้อน การเคลื่อนที่นี้ทำให้ประจุในพลาสมาทำตัวเสมือนเป็นเครื่องกำเนิดไฟฟ้าแบบไดนาโม ซึ่งทำให้เกิดสนามแม่เหล็กแผ่ขยายออกมาภายนอกดวงดาว กำลังของสนามแม่เหล็กนี้แปรตามขนาดของมวลและองค์ประกอบของดาว ส่วนขนาดของกิจกรรมพื้นผิวสนามแม่เหล็กก็ขึ้นกับอัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์นั้น กิจกรรมที่พื้นผิวสนามแม่เหล็กนี้ทำให้เกิดจุดบนดาวฤกษ์ อันเป็นบริเวณที่มีสนามแม่เหล็กเข้มกว่าปกติและมีอุณหภูมิเฉลี่ยต่ำกว่าปกติ วงโคโรนาคือแนวสนามแม่เหล็กโค้งที่แผ่เข้าไปในโคโรนา ส่วนเปลวดาวฤกษ์คือการระเบิดของอนุภาคพลังงานสูงที่แผ่ออกมาเนื่องจากกิจกรรมพื้นผิวสนามแม่เหล็ก^[93]

ดาวฤกษ์ที่อายุน้อยและหมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วสูงมีแนวโน้มจะมีกิจกรรมพื้นผิวในระดับที่สูงเนื่องมาจากกำลังสนามแม่เหล็กของมัน สนามแม่เหล็กของดาวยังส่งอิทธิพลต่อลมดาวฤกษ์ด้วย โดยทำหน้าที่เหมือนตัวหน่วง ทำให้อัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์ช้าลงเมื่อดาวมีอายุมากขึ้น ดังนั้น ดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าเช่นดวงอาทิตย์ของเราจึงมีอัตราการหมุนรอบตัวเองที่ต่ำกว่า และมีกิจกรรมพื้นผิวที่น้อยกว่าดาวฤกษ์อายุเยาว์ ระดับของกิจกรรมพื้นผิวของดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองช้าค่อนข้างเปลี่ยนแปลงเป็นวงรอบและอาจหยุดกิจกรรมบางอย่างไปชั่วระยะเวลาหนึ่ง^[94] ช่วงเวลานี้เรียกว่า ช่วงต่ำสุดมอนเดอร์ ซึ่งดวงอาทิตย์ก็เคยผ่านระยะเวลานี้เป็นเวลา 70 ปี ที่ไม่มีกิจกรรมใด ๆ เกี่ยวกับจุดบนดวงอาทิตย์เกิดขึ้นเลย

มวล

หนึ่งในบรรดาดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดเท่าที่รู้จักกัน คือ ดาวอีตากระดูกงูเรือ (Eta Carinae)^[95] ซึ่งมีมวลมากกว่ามวลดวงอาทิตย์ราว 100-150 เท่า ช่วงอายุของมันสั้นมาก เพียงประมาณไม่กี่ล้านปีเท่านั้น ผลจากการศึกษากระจุกดาวอาร์เชสเมื่อเร็ว ๆ นี้แสดงให้เห็นว่า มวลขนาด 150 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จัดเป็นขีดจำกัดสูงสุดของดาวฤกษ์ในเอกภพในยุคปัจจุบัน^[96] สาเหตุของขีดจำกัดนี้ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่น่าจะมีความเกี่ยวข้องส่วนหนึ่งกับกำลังส่องสว่างเอ็ดดิงตัน ซึ่งอธิบายถึงค่ากำลังส่องสว่างสูงสุดที่สามารถแผ่ผ่านบรรยากาศของดาวฤกษ์ได้โดยไม่ยิงพวยแก๊สออกไปในอวกาศ

ดาวฤกษ์กลุ่มแรก ๆ ที่ก่อตัวขึ้นหลังจากการถือกำเนิดของเอกภพตามทฤษฎีบิกแบงอาจมีมวลมากกว่านั้น เช่น 300 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หรือสูงกว่า^[97] ทั้งนี้เนื่องจากมันไม่มีองค์ประกอบของธาตุที่หนักกว่าลิเทียมเลย อย่างไรก็ดี ดาวฤกษ์มวลมากยิ่งยวดเหล่านี้ (หรือดาวฤกษ์ชนิด population III) ได้สูญสลายไปจนหมดแล้ว มีแต่เพียงทฤษฎีที่กล่าวถึงเท่านั้น

ดาว AB Doradus C ซึ่งเป็นดาวคู่ของ AB Doradus A มีมวลประมาณ 93 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี จัดว่าเป็นดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดเท่าที่รู้จักซึ่งยังคงมีปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันดำเนินอยู่ภายในแกนกลาง^[98] ด้วยลักษณะของดาวที่มีค่าความเป็นโลหะคล้ายคลึงกับดวงอาทิตย์ ตามทฤษฎีแล้ว มวลน้อยที่สุดของดาวฤกษ์ที่ยังสามารถดำรงสภาวะนิวเคลียร์ฟิวชันในแกนกลางได้ คือประมาณ 75 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี^[99]^[100] ทว่ามันจะมีค่าความเป็นโลหะต่ำมาก ผลการศึกษาดาวฤกษ์ที่จางแสงที่สุดเมื่อไม่นานมานี้ พบว่าขนาดที่เล็กที่สุดที่เป็นไปได้ของดาวฤกษ์อยู่ที่ประมาณ 8.3% ของมวลดวงอาทิตย์ หรือประมาณ 87 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี^[100]^[101] วัตถุที่เล็กกว่านี้จะเรียกว่า ดาวแคระน้ำตาล ซึ่งเป็นดาวที่มีลักษณะเทาอันขุ่นมัว อยู่กึ่งกลางระหว่างดาวฤกษ์กับดาวเคราะห์แก๊สยักษ์

ความสัมพันธ์ระหว่างรัศมีของดาวกับมวลของดาว บอกได้จากแรงโน้มถ่วงพื้นผิว ดาวฤกษ์ขนาดยักษ์จะมีแรงโน้มถ่วงพื้นผิวน้อยกว่าดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก และในทางกลับกันดาวที่มีแรงโน้มถ่วงมากคือดาวที่กำลังเสื่อมสลายและมีขนาดเล็กเช่นดาวแคระขาว แรงโน้มถ่วงพื้นผิวมีอิทธิพลต่อลักษณะปรากฏของสเปกตรัมของดาวฤกษ์ โดยที่ดาวซึ่งมีแรงโน้มถ่วงสูงกว่าจะมีเส้นการดูดซับพลังงานที่กว้างกว่า^[32]

การหมุนรอบตัวเอง

เราสามารถประมาณอัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์ได้โดยอาศัยวิธีการวัดสเปกโทรสโกปี หรือจะวัดให้แม่นยำยิ่งขึ้นได้โดยการติดตามอัตราการหมุนของจุดบนดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่มีอายุน้อยจะมีอัตราการหมุนรอบตัวเองที่เร็วกว่าประมาณ 100 กม/วินาทีที่แนวศูนย์สูตร ดาวฤกษ์ชนิด B เช่นดาว Achernar มีความเร็วการหมุนรอบตัวเองที่เส้นศูนย์สูตรประมาณ 225 กม/วินาทีหรือมากกว่านั้น ซึ่งทำให้มันมีเส้นผ่านศูนย์กลางบริเวณศูนย์สูตรใหญ่กว่าระยะห่างระหว่างขั้วถึงกว่า 50% อัตราการหมุนรอบตัวเองนี้ต่ำกว่าค่าความเร็ววิกฤตที่ 300 กม/วินาทีเพียงเล็กน้อย ซึ่งเป็นอัตราเร็วที่จะทำให้ดาวฤกษ์แตกสลายลง^[102] สำหรับดวงอาทิตย์ของเรามีอัตราหมุนรอบตัวเองรอบละ 25-35 วัน หรือความเร็วที่แนวศูนย์สูตรประมาณ 1.994 กม/วินาที สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์กับลมดาวฤกษ์ต่างมีผลที่ช่วยให้อัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักช้าลงอย่างมีนัยสำคัญ^[103]

ดาวฤกษ์ที่กำลังเสื่อมสลายจะหดตัวลงเป็นมวลขนาดเล็กหนาแน่นมาก ซึ่งเป็นผลให้การหมุนรอบตัวเองของมันดำเนินไปในอัตราสูง แต่เมื่อเปรียบกับอัตราที่ควรจะเป็นเมื่อคิดจากการรักษาโมเมนตัมเชิงมุมเอาไว้ก็ยังถือว่าค่อนข้างต่ำ โมเมนตัมเชิงมุมของดาวฤกษ์สูญหายไปเป็นจำนวนมากเนื่องจากการสูญเสียมวลของดาวฤกษ์ไปกับลมดาวฤกษ์^[104] ถึงกระนั้น อัตราการหมุนรอบตัวเองของพัลซาร์ก็ยังสูงมาก ตัวอย่างเช่นพัลซาร์ที่อยู่ ณ ใจกลางของเนบิวลาปู หมุนรอบตัวเองในอัตรา 30 รอบต่อวินาที^[105] อัตราการหมุนรอบตัวเองของพัลซาร์จะค่อย ๆ ลดลงเนื่องมาจากการแผ่รังสีของดาว

อุณหภูมิ

อุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักสามารถทราบได้จากอัตราการสร้างพลังงานจากแกนกลางของดาวและรัศมีของดาวดวงนั้น โดยมากจะประมาณจากดัชนีสีของดาวฤกษ์^[106] ค่าที่ได้จะเรียกว่าอุณหภูมิยังผล ซึ่งเป็นค่าอุณหภูมิของวัตถุดำในอุดมคติที่แผ่พลังงานออกมาจนได้ระดับกำลังส่องสว่างต่อพื้นที่ผิวเท่ากันกับดาวฤกษ์นั้น ๆ พึงทราบว่าค่าอุณหภูมิยังผลนี้เป็นเพียงค่าเทียบเท่า อย่างไรก็ดีเนื่องจากอุณหภูมิของดาวฤกษ์จะค่อย ๆ ลดลงตามระดับชั้นของเปลือกที่อยู่ห่างจากแกนกลางออกมา^[107] ดังนั้นอุณหภูมิที่แท้จริงในย่านแกนกลางของดาวจะสูงมากถึงหลายล้านเคลวิน^[108]

อุณหภูมิของดาวฤกษ์เป็นตัวบ่งบอกถึงอัตราการแผ่พลังงานหรือการแผ่ประจุของธาตุที่แตกต่างกัน ซึ่งส่งผลถึงคุณสมบัติการดูดกลืนเส้นสเปกตรัมที่แตกต่างกันด้วย เมื่อเราทราบค่าอุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ ค่าโชติมาตรปรากฏ โชติมาตรสัมบูรณ์ และคุณสมบัติการดูดกลืนแสง เราจึงสามารถจัดประเภทของดาวฤกษ์ได้ (ดูในหัวข้อการจัดประเภทดาวฤกษ์ด้านล่าง) ^[32]

ดาวฤกษ์มวลมากในแถบลำดับหลักอาจมีอุณหภูมิพื้นผิวสูงถึง 50,000 เคลวิน ดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กลงมาเช่นดวงอาทิตย์ จะมีอุณหภูมิพื้นผิวเพียงไม่กี่พันเคลวิน ดาวยักษ์แดงจะมีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างต่ำ ประมาณ 3,600 เคลวินเท่านั้น แต่จะมีกำลังส่องสว่างมากกว่าเนื่องจากมีพื้นที่ผิวชั้นนอกที่ใหญ่กว่ามาก^[109]

การแผ่รังสี

พลังงานที่เกิดขึ้นเป็นผลพลอยได้จากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันภายในดาวฤกษ์ จะแผ่ตัวออกไปในอวกาศในรูปของรังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า และรังสีอนุภาคซึ่งแผ่ออกไปในรูปของลมดาวฤกษ์^[110] (เป็นสายธารกระแสอนุภาคของประจุไฟฟ้าที่เคลื่อนที่ไปอย่างคงที่ ประกอบด้วยฟรีโปรตอน อนุภาคอัลฟา และอนุภาคเบตา ที่ระเหยออกมาจากชั้นผิวเปลือกนอกของดาวฤกษ์) รวมถึงกระแสนิวตริโนที่เกิดจากแกนกลางของดาวฤกษ์

การกำเนิดพลังงานในแกนกลางของดาวเป็นต้นกำเนิดของแสงสว่างมหาศาลของดาวนั้น ทุกครั้งที่นิวเคลียสของธาตุตั้งแต่ 2 ชนิดหรือมากกว่าหลอมละลายเข้าด้วยกัน จะทำให้เกิดนิวเคลียสอะตอมของธาตุใหม่ที่หนักกว่าเดิม ทำให้ปลดปล่อยโฟตอน รังสีแกมมาออกมาจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน เมื่อพลังงานที่เกิดขึ้นนี้แผ่ตัวออกมาจนถึงเปลือกนอกของดาว มันจะเปลี่ยนรูปไปเป็นพลังงานคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในรูปแบบต่าง ๆ รวมถึงแสงที่ตามองเห็น

สีของดาวฤกษ์ซึ่งระบุได้จากความถี่สูงสุดของแสงที่ตามองเห็น ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของชั้นผิวรอบนอกของดาวฤกษ์และโฟโตสเฟียร์ของดาว^[111] นอกจากแสงที่ตามองเห็นแล้ว ดาวฤกษ์ยังแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้ารูปแบบอื่น ๆ ออกมาอีกที่ตาของมนุษย์มองไม่เห็น ว่าที่จริงแล้วรังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่แผ่ออกมาจากดาวฤกษ์นั้นแผ่ครอบคลุมย่านสเปกตรัมคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าทั้งหมด ตั้งแต่ช่วงคลื่นยาวที่สุดเช่นคลื่นวิทยุหรืออินฟราเรด ไปจนถึงช่วงคลื่นสั้นที่สุดเช่นอัลตราไวโอเลต รังสีเอกซ์ และรังสีแกมมา องค์ประกอบการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของดาวฤกษ์ทั้งส่วนที่ตามองเห็นและมองไม่เห็นล้วนมีความสำคัญเหมือน ๆ กัน

จากสเปกตรัมของดาวฤกษ์นี้ นักดาราศาสตร์จะสามารถบอกค่าอุณหภูมิพื้นผิวของดาว แรงโน้มถ่วงพื้นผิว ค่าความเป็นโลหะ และความเร็วในการหมุนรอบตัวเองของดาว หากเราทราบระยะห่างของดาวฤกษ์นั้นด้วย เช่นทราบจากการตรวจวัดพารัลแลกซ์ เราก็จะสามารถคำนวณโชติมาตรของดาวฤกษ์นั้นได้ จากนั้นจึงใช้แบบจำลองของดาวฤกษ์ในการประมาณการค่ามวล รัศมี แรงโน้มถ่วงพื้นผิว และอัตราการหมุนรอบตัวเอง (ดาวฤกษ์ในระบบดาวคู่จะสามารถตรวจวัดมวลได้โดยตรง สำหรับมวลของดาวฤกษ์เดี่ยวจะประเมินได้จากเทคนิคไมโครเลนส์ของแรงโน้มถ่วง^[112]) จากตัวแปรต่าง ๆ เหล่านี้จึงทำให้นักดาราศาสตร์สามารถประเมินอายุของดาวฤกษ์ได้^[113]

กำลังส่องสว่าง

ในทางดาราศาสตร์ กำลังส่องสว่างคือปริมาณของแสงและพลังงานการแผ่รังสีในรูปแบบอื่นที่ดาวฤกษ์แผ่ออกจากนับเป็นจำนวนหน่วยต่อเวลา กำลังส่องสว่างของดาวฤกษ์สามารถบอกได้จากรัศมีและอุณหภูมิพื้นผิวของดาว อย่างไรก็ดี ดาวฤกษ์จำนวนหนึ่งไม่ได้แผ่พลังงานเป็นฟลักซ์ (คือปริมาณพลังงานที่แผ่ออกมาต่อหน่วยพื้นที่) ที่เป็นเอกภาพตลอดทั่วพื้นผิวทั้งหมด ตัวอย่างเช่น ดาวเวกา ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองเร็วมาก จะมีฟลักซ์ที่ขั้วดาวสูงกว่าบริเวณเส้นศูนย์สูตรของดาว^[114]

พื้นผิวบางส่วนของดาวที่มีอุณหภูมิต่ำและกำลังส่องสว่างต่ำกว่าค่าเฉลี่ยทั้งหมด จะเรียกว่า จุดมืดดาวฤกษ์ จุดมืดของดาวฤกษ์แคระหรือดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กจะไม่ค่อยเป็นที่สังเกตโดดเด่น ขณะที่จุดมืดของดาวยักษ์หรือดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะยิ่งสังเกตเห็นได้ง่าย^[115] และทำให้เกิดลักษณะการมืดคล้ำที่ขอบของดาวฤกษ์ได้มาก นั่นคือ ความสว่างของดาวทางด้านขอบ (เมื่อมองเป็นแผ่นจานกลม) จะลดลงไปเรื่อย ๆ ^[116] ดาวแปรแสงที่เป็นดาวแคระแดง (หรือ flare star) บางดวง เช่นดาว ยูวี ซีตัส ก็อาจมีจุดมืดดาวฤกษ์ที่โดดเด่นเช่นกัน^[117]

โชติมาตร

โชติมาตรของดาวฤกษ์ที่ปรากฏวัดได้จากค่าโชติมาตรปรากฏ ซึ่งเป็นค่าความสว่างที่ขึ้นกับค่าโชติมาตรของดาว ระยะห่างจากโลก และการเปลี่ยนแปรของแสงดาวระหว่างที่มันผ่านชั้นบรรยากาศโลกลงมา ส่วนความสว่างที่แท้จริงหรือโชติมาตรสัมบูรณ์คือค่าโชติมาตรปรากฏของดาวถ้าระยะห่างระหว่างโลกกับดาวเท่ากับ 10 พาร์เซก (32.6 ปีแสง) เป็นค่าที่ขึ้นกับโชติมาตรของดาวเท่านั้น

*จำนวนของดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าค่าปรากฏ*
โชติมาตร ปรากฏ	จำนวน ดาวฤกษ์^[118]
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1,602
6	4,800
7	14,000

ทั้งค่าโชติมาตรปรากฏและโชติมาตรสัมบูรณ์เป็นตัวเลขที่แสดงในหน่วยลอการิทึม ค่าที่ต่างกัน 1 อันดับแม็กนิจูดหมายความถึงความแตกต่างกันจริงประมาณ 2.5 เท่า^[119] (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

ทั้งโชติมาตรปรากฏและโชติมาตรสัมบูรณ์ ยิ่งอ่านค่าได้น้อยหมายความว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นสว่างมาก ยิ่งอ่านค่าได้มากหมายความว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นริบหรี่มาก โดยมากแล้วดาวฤกษ์สว่างจะมีค่าโชติมาตรเป็นลบ ความแตกต่างของความสว่างระหว่างดาวสองดวง (ΔL) คำนวณได้โดยนำค่าโชติมาตรของดาวที่สว่างกว่า (m_b) ลบออกจากค่าโชติมาตรของดาวที่หรี่จางกว่า (m_f) นำค่าที่ได้ใช้เป็นค่ายกกำลังของค่าฐาน 2.512 เขียนเป็นสมการได้ดังนี้

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

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

เมื่อเทียบค่าโชติมาตรกับทั้งโชติมาตรและระยะห่างจากโลก ทำให้ค่าโชติมาตรสัมบูรณ์ (M) กับค่าโชติมาตรปรากฏ (m) ของดาวฤกษ์ดวงเดียวกันมีค่าไม่เท่ากัน^[119] ตัวอย่างเช่น ดาวซิริอุส มีค่าโชติมาตรปรากฏเท่ากับ -1.44 แต่มีค่าโชติมาตรสัมบูรณ์เท่ากับ +1.41

ดวงอาทิตย์มีค่าโชติมาตรปรากฏเท่ากับ -26.7 แต่มีค่าโชติมาตรสัมบูรณ์เพียง +4.83 ดาวซิริอุสซึ่งเป็นดาวสว่างที่สุดบนท้องฟ้ายามราตรีเมื่อมองจากโลก มีโชติมาตรสูงกว่าดวงอาทิตย์ถึง 23 ขณะที่ดาวคาโนปุส ดาวฤกษ์สว่างอันดับสองบนท้องฟ้ายามราตรี มีค่าโชติมาตรสัมบูรณ์เท่ากับ -5.53 นั่นคือมีกำลังส่องสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์ถึง 14,000 เท่า ทั้ง ๆ ที่ดาวคาโนปุสมีกำลังส่องสว่างสูงกว่าดาวซิริอุสอย่างมาก แต่เมื่อมองจากโลก ดาวซิริอุสกลับสว่างกว่า ทั้งนี้เนื่องจากดาวซิริอุสอยู่ห่างจากโลกเพียง 8.6 ปีแสง ขณะที่ดาวคาโนปุสอยู่ห่างจากโลกออกไปถึงกว่า 310 ปีแสง

นับถึงปี ค.ศ. 2006 ดาวฤกษ์ที่มีค่าโชติมาตรสัมบูรณ์มากที่สุดเท่าที่รู้จัก คือ LBV 1806-20 ที่ค่าแม็กนิจูด -14.2 ดาวฤกษ์ดวงนี้มีกำลังส่องสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์อย่างน้อย 5,000,000 เท่า^[120] ดาวฤกษ์ที่มีกำลังส่องสว่างต่ำที่สุดเท่าที่รู้จักตั้งอยู่ในกระจุกดาว NGC 6397 ดาวแคระแดงอันหรี่จางในกระจุกดาวนี้มีค่าแม็กนิจูด 26 ส่วนอีกดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาวมีค่าแม็กนิจูด 28 ดาวเหล่านี้จางแสงมากเทียบได้กับแสงจากเทียนวันเกิดที่จุดไว้บนดวงจันทร์และมองจากบนโลก^[121]

การจัดประเภท

ช่วงอุณหภูมิพื้นผิว
ของดาวฤกษ์ในประเภทต่าง ๆ^[122]
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^[123] ในเวลานั้นยังไม่ทราบกันว่า อิทธิพลสำคัญของความเข้มของเส้นสเปกตรัมคือ อุณหภูมิ เส้นสเปกตรัมไฮโดรเจนจะเข้มมากที่สุดที่อุณหภูมิประมาณ 9000 เคลวิน และอ่อนลงทั้งกรณีที่อุณหภูมิสูงหรือต่ำกว่านั้น ครั้นเมื่อเปลี่ยนวิธีการจัดประเภทดาวฤกษ์มาเป็นการอิงตามระดับอุณหภูมิ จึงได้มีลักษณะคล้ายคลึงกับรูปแบบการจัดประเภทในสมัยใหม่^[124]

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^[125]

นอกเหนือจากนี้ ดาวฤกษ์ยังอาจจัดประเภทได้จากผลกระทบกำลังส่องสว่างที่พบในเส้นสเปกตรัมของมัน ซึ่งสอดคล้องกันกับขนาดที่ว่างในอวกาศอันระบุได้จากแรงโน้มถ่วงพื้นผิว ค่าในประเภทนี้จะจัดได้ตั้งแต่ 0 (สำหรับดาวยักษ์ใหญ่ยิ่ง) ไปเป็น III (สำหรับดาวยักษ์) จนถึง V (สำหรับดาวแคระในแถบลำดับหลัก) นักดาราศาสตร์บางคนเพิ่มประเภท VII (ดาวแคระขาว) เข้าไปด้วย ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะอยู่บนแถบลำดับหลักซึ่งมีกระบวนการเผาผลาญไฮโดรเจนแบบปกติ หากพิจารณาบนเส้นกราฟระหว่างโชติมาตรสัมบูรณ์กับเส้นสเปกตรัมของดาว ดาวฤกษ์เหล่านี้จะอยู่บนแถบทแยงมุมแคบ ๆ ในกราฟ^[125] ดวงอาทิตย์ของเราก็อยู่บนแถบลำดับหลัก และจัดเป็นดาวแคระเหลือง ประเภท G2V คือเป็นดาวฤกษ์ขนาดปกติที่มีอุณหภูมิปานกลาง

ยังมีการตั้งรหัสเพิ่มเติมด้วยตัวอักษรภาษาอังกฤษตัวเล็ก ตามหลังค่าของเส้นสเปกตรัม เพื่อระบุถึงคุณสมบัติเฉพาะบางประการของเส้นสเปกตรัมนั้น ตัวอย่างเช่น ตัว "e" หมายถึงมีการตรวจพบเส้นสเปกตรัมที่แผ่ประจุ "m" หมายถึงมีระดับโลหะที่เข้มผิดปกติ และ "var" หมายถึงเส้นสเปกตรัมมีการเปลี่ยนแปลง^[125]

ดาวแคระขาวจะมีการจัดประเภทเฉพาะของมันเองโดยเริ่มต้นด้วยอักษร D และแบ่งประเภทย่อยเป็น DA, DB, DC, DO, DZ, และ DQ ขึ้นกับชนิดของความโดดเด่นที่พบในเส้นสเปกตรัม ตามด้วยค่าตัวเลขที่ระบุถึงดัชนีอุณหภูมิของดาว^[126]

ดาวแปรแสง

ดาวแปรแสง คือดาวฤกษ์ที่มีค่ากำลังส่องสว่างเปลี่ยนแปลงไปแบบสุ่มแบบเป็นรอบเวลา เนื่องมาจากคุณสมบัติทั้งภายในและภายนอกของดาว สำหรับดาวแปรแสงแบบคุณสมบัติภายในสามารถแบ่งเบื้องต้นออกได้เป็น 3 ประเภท

ในระหว่างการวิวัฒนาการของดาว ดาวฤกษ์บางดวงอาจผ่านช่วงเวลาที่ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปรเป็นห้วง ๆ ดาวแปรแสงแบบเป็นห้วงเวลาจะเปลี่ยนแปลงไปตามรัศมีและกำลังส่องสว่าง ทั้งขยายขึ้นและหดสั้นลงในช่วงเวลาที่แตกต่างกันตั้งแต่หน่วยนาทีไปจนถึงเป็นปี ขึ้นอยู่กับขนาดของดาวฤกษ์นั้น ๆ ดาวแปรแสงประเภทนี้รวมไปถึงดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิดและดาวที่คล้ายคลึงกับดาวเซเฟอิด รวมถึงดาวแปรแสงคาบยาวเช่น ดาวมิรา^[127]

ดาวแปรแสงแบบพวยพุ่ง (Eruptive variables) คือดาวฤกษ์ที่มีกำลังส่องสว่างเพิ่มขึ้นแบบทันทีทันใด อันเนื่องมาจากแสงวาบหรือการปลดปล่อยมวลอย่างฉับพลัน^[127] ดาวแปรแสงจำพวกนี้รวมไปถึงดาวฤกษ์ก่อนเกิด ดาวฤกษ์ประเภท Wolf-Rayet ดาวแปรแสงประเภท Flare และดาวยักษ์ รวมถึงดาวยักษ์ใหญ่

ดาวแปรแสงแบบระเบิด (Cataclysmic หรือ Explosive variables) คือดาวที่มีการเปลี่ยนแปลงคุณสมบัติภายใน ดาวจำพวกนี้รวมไปถึงนวดาราและมหานวดารา ระบบดาวคู่ที่มีดาวแคระขาวอยู่ใกล้ ๆ ก็อาจทำให้เกิดการระเบิดของดาวฤกษ์ในลักษณะนี้ รวมถึงโนวา และมหานวดาราประเภท 1เอ^[4] การระเบิดเกิดขึ้นเมื่อดาวแคระขาวดึงไฮโดรเจนจากดาวคู่ของมันและพอกพูนมวลมากขึ้นจนกระทั่งไฮโดรเจนมีมากเกินกว่ากระบวนการฟิวชัน^[128] โนวาบางชนิดยังเกิดซ้ำแล้วซ้ำอีก ทำให้เกิดคาบการระเบิดเป็นช่วง ๆ ^[127]

นอกจากนี้ดาวฤกษ์ยังอาจเปลี่ยนแปลงกำลังส่องสว่างได้จากปัจจัยภายนอก เช่น การเกิดคราสในระบบดาวคู่ หรือดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองและเกิดจุดมืดดาวฤกษ์ที่ใหญ่มาก ๆ ^[127] การเกิดคราสในระบบดาวคู่ที่โดดเด่นได้แก่ ดาวอัลกอล (Algol) ซึ่งจะมีค่าโชติมาตรเปลี่ยนแปรอยู่ระหว่าง 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^[129]^[130]

เมื่อนิวเคลียสอะตอมถูกหลอมเหลวที่ในใจกลางดาว มันจะแผ่พลังงานออกมาในรูปของรังสีแกมมา โฟตอนเหล่านี้ทำปฏิกิริยากับพลาสมาที่อยู่รอบ ๆ และเพิ่มพูนพลังงานความร้อนให้กับแกนกลางมากยิ่งขึ้น ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่กำลังแปลงไฮโดรเจนไปเป็นฮีเลียม จะค่อย ๆ เพิ่มปริมาณฮีเลียมในแกนกลางขึ้นอย่างช้า ๆ ในอัตราเร็วค่อนข้างคงที่ ครั้นเมื่อปริมาณฮีเลียมมีเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ จนการสร้างพลังงานที่แกนกลางหยุดชะงักไป ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 0.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะมีพื้นผิวรอบนอกขยายตัวใหญ่ขึ้นห่อหุ้มฮีเลียมในแกนกลางเอาไว้^[131]

นอกเหนือจากสภาวะสมดุลอุทกสถิตที่อยู่ภายในดาวฤกษ์ที่เสถียร ยังมีสมดุลพลังงานภายในหรือที่เรียกว่า สมดุลความร้อน กล่าวคือการแพร่กระจายอุณหภูมิภายในตามแนวรัศมีภายในดาวทำให้เกิดกระแสพลังงานไหลจากภายในออกสู่ภายนอก กระแสพลังงานที่ไหลผ่านชั้นผิวของดาวฤกษ์ออกมาในแต่ละชั้นจะมีปริมาณเท่ากับกระแสพลังงานที่ไหลเข้ามาจากชั้นผิวก่อนหน้า

เขตแผ่รังสี คือบริเวณภายในดาวฤกษ์ที่ซึ่งมีการถ่ายเทรังสีอย่างมีประสิทธิผลพอจะทำให้เกิดการไหลของกระแสพลังงานได้ ในย่านนี้จะไม่มีการหมุนเวียนของพลาสมา และมวลต่าง ๆ ล้วนหยุดนิ่ง หากไม่มีสภาวะนี้เกิดขึ้น พลาสมาจะเกิดการปั่นป่วนและเกิดกระบวนการพาความร้อนขึ้น ทำให้เกิดเป็นย่านเรียกว่าเขตพาความร้อน ลักษณะเช่นนี้อาจเกิดขึ้นได้ในบริเวณที่มีกระแสพลังงานไหลเวียนสูงมาก เช่นบริเวณใกล้แกนกลางของดาวหรือบริเวณที่มีการส่องสว่างสูงมากเช่นที่บริเวณชั้นผิวรอบนอก^[130]

ลักษณะการพาความร้อนที่เกิดขึ้นบนชั้นผิวรอบนอกของดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์นั้น ๆ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์หลาย ๆ เท่าจะมีเขตพาความร้อนลึกลงไปภายในดาวมากและมีเขตแผ่รังสีที่ชั้นเปลือกนอก ขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็กเช่นดวงอาทิตย์จะมีลักษณะตรงกันข้าม โดยมีเขตพาความร้อนอยู่ที่ชั้นเปลือกนอกแทน^[132] ดาวแคระแดงที่มีมวลน้อยกว่า 0.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะมีเขตพาความร้อนแทบทั้งดวง ซึ่งทำให้มันไม่สามารถสะสมฮีเลียมที่แกนกลางได้^[2] สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะมีเขตพาความร้อนที่เปลี่ยนแปลงไปเรื่อย ๆ ตามอายุของดาว และตามองค์ประกอบภายในของดาวที่เปลี่ยนแปลงไป^[130]

ส่วนประกอบของดาวฤกษ์ที่ผู้สังเกตสามารถมองเห็นได้ เรียกว่า โฟโตสเฟียร์ เป็นชั้นเปลือกที่ซึ่งพลาสมาของดาวฤกษ์กลายสภาพเป็นโฟตอนของแสง จากจุดนี้ พลังงานที่กำเนิดจากแกนกลางของดาวจะแพร่ออกไปสู่อวกาศอย่างอิสระ ในบริเวณโฟโตสเฟียร์นี้เองที่ปรากฏจุดดับบนดวงอาทิตย์หรือพื้นที่ที่อุณหภูมิต่ำกว่าอุณหภูมิเฉลี่ยตามปกติ

เหนือกว่าชั้นของโฟโตสเฟียร์จะเป็นชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักเช่นดวงอาทิตย์ ชั้นบรรยากาศต่ำที่สุดคือชั้นโครโมสเฟียร์บาง ๆ ซึ่งเป็นจุดเกิดของสปิคูลและเป็นจุดกำเนิดเปลวดาวฤกษ์ ล้อมรอบด้วยชั้นเปลี่ยนผ่านซึ่งอุณหภูมิจะเพิ่มสูงขึ้นอย่างรวดเร็วในระยะทางเพียง 100 กิโลเมตรโดยประมาณ พ้นจากชั้นนี้จึงเป็นโคโรนา ซึ่งเป็นพลาสมาความร้อนสูงมวลมหาศาลที่พุ่งผ่านออกไปภายนอกเป็นระยะทางหลายล้านกิโลเมตร^[133] ดูเหมือนว่า โคโรนาจะมีส่วนเกี่ยวข้องกับการที่ดาวฤกษ์มีย่านการพาความร้อนอยู่ที่ชั้นเปลือกนอกของพื้นผิว^[132] โคโรนามีอุณหภูมิที่สูงมาก แต่กลับให้กำเนิดแสงสว่างเพียงเล็กน้อย เราจะสามารถมองเห็นย่านโคโรนาของดวงอาทิตย์ได้ในเวลาที่เกิดสุริยคราสเท่านั้น

พ้นจากโคโรนา เป็นอนุภาคพลาสมาที่เป็นต้นกำเนิดลมสุริยะแผ่กระจายออกไปจากดาวฤกษ์ กว้างไกลออกไปจนกระทั่งมันปะทะกับมวลสารระหว่างดาว สำหรับดวงอาทิตย์ อาณาบริเวณที่ลมสุริยะมีอิทธิพลกว้างไกลออกไปเป็นรูปทรงคล้ายลูกโป่ง เรียกชื่อย่านภายใต้อิทธิพลของลมสุริยะนี้ว่า เฮลิโอสเฟียร์^[134]

เส้นทางเกิดปฏิกิริยาของดาวฤกษ์

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

กระบวนการฟิวชันของไฮโดรเจนเกิดขึ้นตามระดับของอุณหภูมิ ดังนั้นการที่อุณหภูมิใจกลางดาวเพิ่มขึ้นจะส่งผลต่ออัตราการเกิดฟิวชันอย่างมาก ผลที่ได้คือ อุณหภูมิใจกลางดาวของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักจะมีค่าแปรเปลี่ยนอยู่ระหว่าง 4 ล้านเคลวิน สำหรับดาวฤกษ์เล็กประเภท M ไปจนถึง 40 ล้านเคลวิน สำหรับดาวฤกษ์มวลมากในประเภท O^[108]

สำหรับดวงอาทิตย์ซึ่งมีอุณหภูมิใจกลางประมาณ 10 ล้านเคลวิน ไฮโดรเจนจะหลอมละลายกลายเป็นฮีเลียมในห่วงโซ่ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน:^[135]^[136]

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

มวลน้อยที่สุดของดาวฤกษ์ที่ต้องใช้สำหรับฟิวชัน
ธาตุ	มวล ดวงอาทิตย์
ไฮโดรเจน	0.01
ฮีเลียม	0.4
คาร์บอน	5^[137]
นีออน	8

ในดาวฤกษ์ที่มีมวลสูงกว่านี้ ฮีเลียมจะทำให้เกิดวงจรปฏิกิริยาที่เร่งขึ้นเนื่องจากคาร์บอน คือวงจรปฏิกิริยาคาร์บอน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน^[135]

ดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการไปด้วยอุณหภูมิใจกลาง 100 ล้านเคลวิน และมวลระหว่าง 0.5-10 เท่าของมวงดวงอาทิตย์นั้น ฮีเลียมสามารถเปลี่ยนรูปไปเป็นคาร์บอนได้ในกระบวนการทริปเปิล-อัลฟา ซึ่งใช้ เบริลเลียม เป็นธาตุที่เป็นตัวกลาง:^[135]

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 กระบวนการฟิวชันไม่อาจดำเนินต่อไปได้อีก นอกเสียจากจะต้องผ่านกระบวนการดูดกลืนความร้อน (endothermic process) หลังจากนั้น พลังงานจะเกิดขึ้นได้จากการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงเท่านั้น^[135]

ตัวอย่างข้างล่างนี้ แสดงระยะเวลาที่ดาวฤกษ์ขนาด 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จำเป็นต้องใช้ในการเผาผลาญพลังงานนิวเคลียร์ภายในตัวจนหมด ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประเภท O จะมีรัศมี 8 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ และมีกำลังส่องสว่าง 62,000 เท่าของกำลังส่องสว่างดวงอาทิตย์^[138]

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^[139]

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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-02-10. 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. ISSN 0067-0049.
↑ ^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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2019-11-21. สืบค้นเมื่อ 2006-12-10.
↑ von Spaeth, Ove (2000). "Dating the Oldest Egyptian Star Map". Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology. 42 (3): 159–179. สืบค้นเมื่อ 2007-10-21.
↑ North, John (1995). The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W. Norton & Company. pp. 30–31. ISBN 0393036561.
↑ Murdin, P. (2000). "Aristillus (c. 200 BC)". Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bibcode:2000eaa..bookE3440.. doi:10.1888/0333750888/3440. ISBN 978-0-333-75088-9.
↑ Grasshoff, Gerd (1990). The history of Ptolemy's star catalogue. Springer. pp. 1–5. ISBN 0387971815.
↑ Pinotsis, Antonios D. "Astronomy in Ancient Rhodes". Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. สืบค้นเมื่อ 2009-06-02.
↑ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (1981-06-29). "The Historical Supernovae". Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute. Cambridge, UK: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 355–370. Bibcode:1982ASIC...90..355C.
↑ Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (2006). "The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova". Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6 (5): 635–640. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ "Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star". NAOA News. March 5, 2003. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2020-05-12. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.
↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (August 30, 2006). "Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula". SEDS. University of Arizona. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-07-05. สืบค้นเมื่อ 2010-06-19.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Duyvendak, J. J. L. (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 91–94. Bibcode:1942PASP...54...91D. doi:10.1086/125409.
Mayall, N. U.; Oort, Jan Hendrik (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 95–104. Bibcode:1942PASP...54...95M. doi:10.1086/125410.
↑ Brecher, K.; และคณะ (1983). "Ancient records and the Crab Nebula supernova". The Observatory. 103: 106–113. Bibcode:1983Obs...103..106B.
↑ Kennedy, Edward S. (1962). "Review: The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory by Aydin Sayili". Isis. 53 (2): 237–239. doi:10.1086/349558.
↑ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. p. 1. ISBN 0521370795.
↑ Zahoor, A. (1997). "Al-Biruni". Hasanuddin University. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-06-26. สืบค้นเมื่อ 2007-10-21.
↑ Montada, Josep Puig (September 28, 2007). "Ibn Bajja". Stanford Encyclopedia of Philosophy. สืบค้นเมื่อ 2008-07-11.
↑ ^23.0 ^23.1 Drake, Stephen A. (2006-08-17). "A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy". NASA HEASARC. สืบค้นเมื่อ 2006-08-24.
↑ "Exoplanets". ESO. 2006-07-24. สืบค้นเมื่อ 2006-10-11.^{[ลิงก์เสีย]}
↑ Ahmad, I. A. (1995). "The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization". Vistas in Astronomy. 39 (4): 395–403 [402]. Bibcode:1995VA.....39..395A. doi:10.1016/0083-6656(95)00033-X.
↑ Setia, Adi (2004). "Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey". Islam & Science. 2. เก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 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.
↑ 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2011-07-21. 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)
↑ ^32.0 ^32.1 ^32.2 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2016-07-06. 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2016-12-19. สืบค้นเมื่อ 2007-08-02.
↑ "UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away". UBC Public Affairs. 2007-01-08. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2013-07-27. 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)
↑ ^39.0 ^39.1 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). คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-05-31. สืบค้นเมื่อ 2009-01-30.
↑ ^42.0 ^42.1 "The Naming of Stars". National Maritime Museum. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-10-29. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ Adams, Cecil (1998-04-01). "Can you pay $35 to get a star named after you?". The Straight Dope. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-05-12. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ "Solent Amateur Astronomers Society Consumer Survey". คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-06-24. สืบค้นเมื่อ 2010-06-20.
↑ ^45.0 ^45.1 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-06-23. 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}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. p. 176. ISBN 1860945015.
↑ 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)
↑ ^54.0 ^54.1 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)^{[ลิงก์เสีย]}
↑ de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251–259.
↑ "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-09-30. 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2004-11-22. สืบค้นเมื่อ 2006-08-26.
↑ Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (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. See also Palmer, Jason (2008-02-22). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-03-17. สืบค้นเมื่อ 2008-03-24.
↑ ^61.0 ^61.1 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-09-30. 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.
↑ ^65.0 ^65.1 ^65.2 "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.; Curran, Richard B. (1985). Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. ISBN 9027720460.
↑ "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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-10-10. 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-01-07. สืบค้นเมื่อ 2006-07-21.
↑ Lombardi, Jr., J. C.; Warren, J. S.; Rasio, F. A.; Sills, A.; Warren, A. R. (2002). "Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers". The Astrophysical Journal. 568: 939–953. doi:10.1086/339060.
↑ 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.
↑ 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.
↑ "A "Genetic Study" of the Galaxy". ESO. 2006-09-12. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-07-06. สืบค้นเมื่อ 2006-10-10.
↑ Fischer, D. A.; Valenti, J. (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102–1117. doi:10.1086/428383.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ "Signatures Of The First Stars". ScienceDaily. 2005-04-17. สืบค้นเมื่อ 2006-10-10.
↑ Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). "The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates". Astronomy & Astrophysics. 367: 253–265. doi:10.1051/0004-6361:20000477. สืบค้นเมื่อ 2007-11-27.
↑ Gray, David F. (1992). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. ISBN 0521408687.
↑ "The Biggest Star in the Sky". ESO. 1997-03-11. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-05-21. สืบค้นเมื่อ 2006-07-10.
↑ 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-06-15. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ Loktin, A. V. (September 2006). "Kinematics of stars in the Pleiades open cluster". Astronomy Reports. 50 (9): 714–721. Bibcode:2006ARep...50..714L. doi:10.1134/S1063772906090058. S2CID 121701212.
↑ "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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2005-03-23. 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-09-27. 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-08-20. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ Boss, Alan (2001-04-03). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.
↑ ^100.0 ^100.1 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-10-07. สืบค้นเมื่อ 2006-10-03.
↑ Fitzpatrick, Richard (2006-02-13). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-01-04. 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. เก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-06-26. สืบค้นเมื่อ 2007-10-09.
↑ Seligman, Courtney. "Review of Heat Flow Inside Stars". Self-published. สืบค้นเมื่อ 2007-07-05.
↑ ^108.0 ^108.1 "Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. 2005-02-16. สืบค้นเมื่อ 2006-10-10.
↑ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. p. 321. ISBN 0030062284.
↑ 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2012-03-10. 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2019-05-24. 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-02-06. สืบค้นเมื่อ 2006-08-23.
↑ ^119.0 ^119.1 "Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2014-08-09. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.
↑ Hoover, Aaron (2004-01-05). "Star may be biggest, brightest yet observed". HubbleSite. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-08-07. 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. (April 1891). "The Draper Catalogue of Stellar Spectra". Nature. 45 (1166): 427–428. Bibcode:1892Natur..45..427F. doi:10.1038/045427a0.
↑ Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes (1990). The Classification of Stars. Cambridge University Press. ISBN 0521389968.
↑ ^125.0 ^125.1 ^125.2 MacRobert, Alan M. "The Spectral Types of Stars". Sky and Telescope. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2013-10-22. สืบค้นเมื่อ 2006-07-19.
↑ "White Dwarf (wd) Stars". White Dwarf Research Corporation. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-01-17. สืบค้นเมื่อ 2006-07-19.
↑ ^127.0 ^127.1 ^127.2 ^127.3 "Types of Variable Stars". AAVSO. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2003-06-27. สืบค้นเมื่อ 2006-07-20.
↑ "Cataclysmic Variables". NASA Goddard Space Flight Center. 2004-11-01. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.
↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors. Springer. ISBN 0387200894.
↑ ^130.0 ^130.1 ^130.2 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.
↑ ^132.0 ^132.1 "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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-06-25. 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)
↑ ^135.0 ^135.1 ^135.2 ^135.3 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิม (PDF)เมื่อ 2006-09-28. สืบค้นเมื่อ 2006-08-04.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
↑ การวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เก็บถาวร 2010-06-20 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน 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 เก็บถาวร 2005-05-08 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน จาก World Book @ NASA (อังกฤษ)
ภาพวาดดาวฤกษ์และกลุ่มดาวต่าง ๆ เก็บถาวร 2008-12-17 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน มหาวิทยาลัยอิลลินอยส์ (อังกฤษ)
รายชื่อดาวฤกษ์ เรียงตามผู้ค้นพบ พิกัด หรือรหัสอ้างอิง Centre de Données astronomiques de Strasbourg (อังกฤษ)
การถอดรหัสการจัดประเภทดาวฤกษ์ Astronomical Society of South Australia (อังกฤษ)
Live Star Chart เก็บถาวร 2012-12-04 ที่ archive.today ดูภาพดวงดาวต่าง ๆ เหนือตำแหน่งที่เราอยู่ (อังกฤษ)

[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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-02-10. 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. ISSN 0067-0049.

[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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2019-11-21. สืบค้นเมื่อ 2006-12-10.

[8] von Spaeth, Ove (2000). "Dating the Oldest Egyptian Star Map". Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology. 42 (3): 159–179. สืบค้นเมื่อ 2007-10-21.

[north_1995_30_31-9] North, John (1995). The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W. Norton & Company. pp. 30–31. ISBN 0393036561.

[10] Murdin, P. (2000). "Aristillus (c. 200 BC)". Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bibcode:2000eaa..bookE3440.. doi:10.1888/0333750888/3440. ISBN 978-0-333-75088-9.

[11] Grasshoff, Gerd (1990). The history of Ptolemy's star catalogue. Springer. pp. 1–5. ISBN 0387971815.

[12] Pinotsis, Antonios D. "Astronomy in Ancient Rhodes". Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. สืบค้นเมื่อ 2009-06-02.

[clark-13] Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (1981-06-29). "The Historical Supernovae". Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute. Cambridge, UK: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 355–370. Bibcode:1982ASIC...90..355C.

[14] Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (2006). "The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova". Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6 (5): 635–640. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[15] "Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star". NAOA News. March 5, 2003. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2020-05-12. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.

[SN1054-16] Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (August 30, 2006). "Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula". SEDS. University of Arizona. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-07-05. สืบค้นเมื่อ 2010-06-19.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[PASP1942-17] Duyvendak, J. J. L. (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 91–94. Bibcode:1942PASP...54...91D. doi:10.1086/125409.
Mayall, N. U.; Oort, Jan Hendrik (April 1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 95–104. Bibcode:1942PASP...54...95M. doi:10.1086/125410.

[18] Brecher, K.; และคณะ (1983). "Ancient records and the Crab Nebula supernova". The Observatory. 103: 106–113. Bibcode:1983Obs...103..106B.

[19] Kennedy, Edward S. (1962). "Review: The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory by Aydin Sayili". Isis. 53 (2): 237–239. doi:10.1086/349558.

[Jones-20] Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. p. 1. ISBN 0521370795.

[21] Zahoor, A. (1997). "Al-Biruni". Hasanuddin University. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-06-26. สืบค้นเมื่อ 2007-10-21.

[Montada-22] Montada, Josep Puig (September 28, 2007). "Ibn Bajja". Stanford Encyclopedia of Philosophy. สืบค้นเมื่อ 2008-07-11.

[he_history-23] 23.0 ^23.1 Drake, Stephen A. (2006-08-17). "A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy". NASA HEASARC. สืบค้นเมื่อ 2006-08-24.

[24] "Exoplanets". ESO. 2006-07-24. สืบค้นเมื่อ 2006-10-11.^{[ลิงก์เสีย]}

[25] Ahmad, I. A. (1995). "The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization". Vistas in Astronomy. 39 (4): 395–403 [402]. Bibcode:1995VA.....39..395A. doi:10.1016/0083-6656(95)00033-X.

[Setia-26] Setia, Adi (2004). "Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey". Islam & Science. 2. เก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2012-07-10. สืบค้นเมื่อ 2010-03-02.

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

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

[29] MacDonnell, Joseph. "Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics". Fairfield University. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2011-07-21. สืบค้นเมื่อ 2006-10-02.

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

[31] 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-32] 32.0 ^32.1 ^32.2 Unsöld, Albrecht (1969). The New Cosmos. New York: Springer-Verlag.

[33] . 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)

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

[35] Villard, Ray; Freedman, Wendy L. (1994-10-26). "Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet". Hubble Site. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2016-07-06. สืบค้นเมื่อ 2007-08-05.{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[36] "Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe". Hubble Site. 1999-05-25. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2016-12-19. สืบค้นเมื่อ 2007-08-02.

[37] "UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away". UBC Public Affairs. 2007-01-08. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2013-07-27. สืบค้นเมื่อ 2007-08-02.

[koch95-38] 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-39] 39.0 ^39.1 Coleman, Leslie S. "Myths, Legends and Lore". Frosty Drew Observatory. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

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

[41] "Naming Stars". Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-05-31. สืบค้นเมื่อ 2009-01-30.

[naming-42] 42.0 ^42.1 "The Naming of Stars". National Maritime Museum. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-10-29. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[43] Adams, Cecil (1998-04-01). "Can you pay $35 to get a star named after you?". The Straight Dope. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-05-12. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[44] "Solent Amateur Astronomers Society Consumer Survey". คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-06-24. สืบค้นเมื่อ 2010-06-20.

[constants-45] 45.0 ^45.1 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)

[46] 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)

[47] 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.

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

[49] Seligman, Courtney. "Slow Contraction of Protostellar Cloud". Self-published. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-06-23. สืบค้นเมื่อ 2006-09-05.

[50] 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}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[smith04-51] Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. p. 176. ISBN 1860945015.

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

[53] 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-54] 54.0 ^54.1 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)

[55] 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)^{[ลิงก์เสีย]}

[56] Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251–259.

[57] "The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun". Royal Greenwich Observatory. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-09-30. สืบค้นเมื่อ 2006-09-07.

[58] 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)

[59] "Mass loss and Evolution". UCL Astrophysics Group. 2004-06-18. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2004-11-22. สืบค้นเมื่อ 2006-08-26.

[sun_future_schroder-60] Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (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. See also Palmer, Jason (2008-02-22). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-03-17. สืบค้นเมื่อ 2008-03-24.

[hinshaw-61] 61.0 ^61.1 Hinshaw, Gary (2006-08-23). "The Life and Death of Stars". NASA WMAP Mission. สืบค้นเมื่อ 2006-09-01.

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

[63] "What is a star?". Royal Greenwich Observatory. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-09-30. สืบค้นเมื่อ 2006-09-07.

[64] 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-65] 65.0 ^65.1 ^65.2 "Introduction to Supernova Remnants". Goddard Space Flight Center. 2006-04-06. สืบค้นเมื่อ 2006-07-16.

[66] 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.

[67] Szebehely, Victor G.; Curran, Richard B. (1985). Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. ISBN 9027720460.

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

[69] "What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?". Royal Greenwich Observatory. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-10-10. สืบค้นเมื่อ 2006-07-18.

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

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

[72] 3.99 × 10¹³ กม. / (3 × 10⁴ กม./ชม. × 24 × 365.25) = 1.5 × 10⁵ ปี

[73] 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-74] "Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic". CNN News. 2000-06-02. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-01-07. สืบค้นเมื่อ 2006-07-21.

[75] Lombardi, Jr., J. C.; Warren, J. S.; Rasio, F. A.; Sills, A.; Warren, A. R. (2002). "Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers". The Astrophysical Journal. 568: 939–953. doi:10.1086/339060.

[76] 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)

[77] 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.

[78] 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)

[79] 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)

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

[81] "A "Genetic Study" of the Galaxy". ESO. 2006-09-12. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-07-06. สืบค้นเมื่อ 2006-10-10.

[82] Fischer, D. A.; Valenti, J. (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102–1117. doi:10.1086/428383.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[83] "Signatures Of The First Stars". ScienceDaily. 2005-04-17. สืบค้นเมื่อ 2006-10-10.

[84] Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). "The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates". Astronomy & Astrophysics. 367: 253–265. doi:10.1051/0004-6361:20000477. สืบค้นเมื่อ 2007-11-27.

[85] Gray, David F. (1992). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. ISBN 0521408687.

[86] "The Biggest Star in the Sky". ESO. 1997-03-11. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-05-21. สืบค้นเมื่อ 2006-07-10.

[87] 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)

[88] Davis, Kate (2000-12-01). "Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis". AAVSO. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-06-15. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[89] Loktin, A. V. (September 2006). "Kinematics of stars in the Pleiades open cluster". Astronomy Reports. 50 (9): 714–721. Bibcode:2006ARep...50..714L. doi:10.1134/S1063772906090058. S2CID 121701212.

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

[91] 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.

[92] Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). "The Formation of Star Clusters". American Scientist. 86 (3): 264. doi:10.1511/1998.3.264. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2005-03-23. สืบค้นเมื่อ 2006-08-23.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

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

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

[95] Smith, Nathan (1998). "The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender". Mercury Magazine. Astronomical Society of the Pacific. 27: 20. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-09-27. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

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

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

[98] "Weighing the Smallest Stars". ESO. 2005-01-01. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-08-20. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

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

[minimum-100] 100.0 ^100.1 Shiga, David (2006-08-17). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist. สืบค้นเมื่อ 2006-08-23.

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

[102] "Flattest Star Ever Seen". ESO. 2003-06-11. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-10-07. สืบค้นเมื่อ 2006-10-03.

[103] Fitzpatrick, Richard (2006-02-13). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-01-04. สืบค้นเมื่อ 2006-10-04.

[104] 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.

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

[astronomynotes-106] Strobel, Nick (2007-08-20). "Properties of Stars: Color and Temperature". Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. เก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-06-26. สืบค้นเมื่อ 2007-10-09.

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

[aps_mss-108] 108.0 ^108.1 "Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. 2005-02-16. สืบค้นเมื่อ 2006-10-10.

[zeilik-109] Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. p. 321. ISBN 0030062284.

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

[111] "The Colour of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2012-03-10. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

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

[113] 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)

[114] Staff (2006-01-10). "Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator". National Optical Astronomy Observatory. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2019-05-24. สืบค้นเมื่อ 2007-11-18.

[Michelson_Starspots-115] 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)

[116] 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)

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

[118] "Magnitude". National Solar Observatory—Sacramento Peak. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-02-06. สืบค้นเมื่อ 2006-08-23.

[luminosity-119] 119.0 ^119.1 "Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2014-08-09. สืบค้นเมื่อ 2006-08-13.

[120] Hoover, Aaron (2004-01-05). "Star may be biggest, brightest yet observed". HubbleSite. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-08-07. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.

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

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

[123] Fowler, A. (April 1891). "The Draper Catalogue of Stellar Spectra". Nature. 45 (1166): 427–428. Bibcode:1892Natur..45..427F. doi:10.1038/045427a0.

[carlos-124] Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes (1990). The Classification of Stars. Cambridge University Press. ISBN 0521389968.

[spectrum-125] 125.0 ^125.1 ^125.2 MacRobert, Alan M. "The Spectral Types of Stars". Sky and Telescope. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2013-10-22. สืบค้นเมื่อ 2006-07-19.

[126] "White Dwarf (wd) Stars". White Dwarf Research Corporation. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-01-17. สืบค้นเมื่อ 2006-07-19.

[variables-127] 127.0 ^127.1 ^127.2 ^127.3 "Types of Variable Stars". AAVSO. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2003-06-27. สืบค้นเมื่อ 2006-07-20.

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

[hansen-129] Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors. Springer. ISBN 0387200894.

[Schwarzschild-130] 130.0 ^130.1 ^130.2 Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5.

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

[imagine-132] 132.0 ^132.1 "What is a Star?". NASA. 2006-09-01. สืบค้นเมื่อ 2006-07-11.

[133] "The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT" (Press release). ESO. 2001-08-01. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-06-25. สืบค้นเมื่อ 2006-07-10.

[134] 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-135] 135.0 ^135.1 ^135.2 ^135.3 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. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิม (PDF)เมื่อ 2006-09-28. สืบค้นเมื่อ 2006-08-04.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

[136] การวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เก็บถาวร 2010-06-20 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยเทคโนโลยีราชมงคล, สืบค้นวันที่ 1 มีนาคม 2554

[137] 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)

[138] 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)

[139] 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]

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