ดาว

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
ข้ามไปที่การนำทาง ข้ามไปที่การค้นหา

กลุ่มดาวราศีสิงห์ที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า เพิ่มบรรทัดแล้ว

ดาวฤกษ์เป็นวัตถุทางดาราศาสตร์ที่ประกอบด้วยพลาสมาทรงกลม เรืองแสง ที่ยึดเข้าด้วยกันด้วยแรงโน้มถ่วง ของมัน เอง ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกที่สุดคือดวงอาทิตย์ ดาวอื่นๆ จำนวนมากสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าในเวลากลางคืนแต่เนื่องจากระยะห่างมหาศาลจากโลก จึงปรากฏเป็น จุดแสง คงที่บนท้องฟ้า ดาวที่โดดเด่นที่สุดได้รับการจัดประเภทเป็นกลุ่มดาวและดาวฤกษ์ และดาว ที่สว่างที่สุดจำนวนมากมีชื่อที่เหมาะสม นักดาราศาสตร์ได้รวมตัวกันแค็ตตาล็อกดาวที่ระบุดาวที่รู้จักและระบุชื่อดาวที่เป็นมาตรฐาน จักรวาลที่ สังเกตได้ ประกอบด้วยค่าประมาณ10 22ถึง10 24ดาว แต่ส่วนใหญ่มองไม่เห็นด้วยตาเปล่าจากโลก รวมถึงดาวฤกษ์ทุกดวงที่อยู่นอก ดารา จักรของเรา ทางช้างเผือก

ชีวิตของดาวฤกษ์เริ่มต้นด้วยการยุบตัวของเนบิวลาก๊าซของวัสดุที่ประกอบด้วยไฮโดรเจน เป็นส่วนใหญ่ ร่วมกับฮีเลียมและธาตุที่หนักกว่าจำนวนเล็กน้อย มวลรวมของดาวฤกษ์เป็นปัจจัยหลักที่กำหนดวิวัฒนาการและชะตากรรมในที่สุด ตลอดช่วงชีวิตที่กระฉับกระเฉงดาวดวงหนึ่งจะส่องแสงเนื่องจากการหลอมไฮโดรเจน เชิงความร้อนกับ ฮีเลียมในแกนกลางของมัน ปล่อยพลังงานที่ทะลุผ่านภายในของดาวฤกษ์แล้วแผ่ออกสู่อวกาศเมื่อสิ้นอายุขัยของดวงดาว แกนกลางของมันจะกลายเป็นเศษซากของดวงดาว : aดาวแคระขาว ดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ ที่มีมวล มาก พอ

ธาตุที่เกิดขึ้นตามธรรมชาติเกือบทั้งหมดที่หนักกว่าลิเธียมถูกสร้างขึ้นโดยการ สังเคราะห์นิวคลีโอ ชันของดาวฤกษ์ในดาวฤกษ์หรือเศษที่เหลือ วัสดุที่เสริมสมรรถนะทางเคมีจะกลับสู่สสารระหว่างดาวโดยการสูญเสียมวลดาวหรือการระเบิดของซุปเปอร์โนวา จากนั้นจึงนำกลับมาใช้ใหม่เป็นดาวดวงใหม่ นักดาราศาสตร์สามารถกำหนดคุณสมบัติของดาวรวมทั้งมวล อายุโลหะ (องค์ประกอบทางเคมี) ความแปรปรวนระยะทางและการเคลื่อนที่ในอวกาศได้โดยการสังเกตความสว่างสเปกตรัมและเปลี่ยนตำแหน่งบนท้องฟ้าเมื่อเวลาผ่านไป

ดาวฤกษ์สามารถสร้างระบบการโคจรร่วมกับวัตถุทางดาราศาสตร์อื่นๆ ได้ เช่นในกรณีของระบบดาวเคราะห์และระบบดาวที่มี ดาวฤกษ์ ตั้งแต่สองดวงขึ้นไป เมื่อดาวฤกษ์ดังกล่าวสองดวงมีวงโคจรที่ค่อนข้างใกล้ ดาวสามารถก่อตัวเป็นส่วนหนึ่งของโครงสร้างที่มีแรงโน้มถ่วงดึงดูดกว่ามาก เช่นกระจุกดาวหรือดาราจักร

นิรุกติศาสตร์

ในที่สุด คำว่า "ดาว" ก็มาจากรากศัพท์ภาษาอินโด-ยูโรเปียนโปรโต-อินโด-ยูโรเปียน "h₂stḗr" ซึ่งหมายถึงดาวเช่นกัน แต่สามารถวิเคราะห์เพิ่มเติมได้ว่า h₂eh₁s- ("เผา" ซึ่งเป็นที่มาของคำว่า "เถ้า") + -tēr (คำต่อท้ายตัวแทน ). เปรียบเทียบภาษาละติน stella, Greek aster, German Stern นักวิชาการบางคนเชื่อว่าคำนี้เป็นคำยืมมาจาก"istar" อัคคาเดียน (วีนัส) อย่างไรก็ตาม บางคนยังสงสัยในข้อเสนอแนะนั้น Star เป็นสายเลือดเดียวกัน (มีรากเดียวกัน) โดยมีคำต่อไปนี้: asterisk , asteroid , astral , constellation , Esther . [1]

ประวัติการสังเกต

ผู้คนได้ตีความรูปแบบและภาพในดวงดาวมาตั้งแต่สมัยโบราณ [2]ภาพ 1690 นี้ของกลุ่มดาวสิงห์เป็นของโยฮันเนส เฮเวลิอุ[3]

ในอดีต ดวงดาวมีความสำคัญต่ออารยธรรมทั่วโลก พวกเขาเป็นส่วนหนึ่งของการปฏิบัติทางศาสนา ใช้สำหรับการนำทางและการปฐมนิเทศบนท้องฟ้าเพื่อทำเครื่องหมายการผ่านของฤดูกาล และเพื่อกำหนดปฏิทิน

นักดาราศาสตร์ยุคแรกรู้จักความแตกต่างระหว่าง " ดาวฤกษ์คงที่ " ซึ่งตำแหน่งบนทรงกลมท้องฟ้าไม่เปลี่ยนแปลง กับ "ดาวพเนจร" ( ดาวเคราะห์ ) ซึ่งเคลื่อนที่อย่างเห็นได้ชัดเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์คงที่ตลอดวันหรือหลายสัปดาห์ [4]นักดาราศาสตร์โบราณหลายคนเชื่อว่าดวงดาวติดอยู่กับทรงกลมสวรรค์ อย่างถาวร และไม่สามารถเปลี่ยนแปลงได้ ตามแบบแผน นักดาราศาสตร์ได้จัดกลุ่มดาวฤกษ์เด่นๆ ออกเป็นasterismsและกลุ่มดาวและใช้พวกมันเพื่อติดตามการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์และตำแหน่งของดวงอาทิตย์โดยอนุมาน [2]การเคลื่อนไหวของดวงอาทิตย์กับดวงดาวเบื้องหลัง (และขอบฟ้า) ถูกใช้เพื่อสร้างปฏิทินซึ่งสามารถนำไปใช้ในการควบคุมการปฏิบัติทางการเกษตรได้ [5]ปฏิทินเกรกอเรียนซึ่งปัจจุบันใช้เกือบทุกที่ในโลก เป็นปฏิทินสุริยคติโดยอิงจากมุมของแกนหมุนของโลกที่สัมพันธ์กับดาวฤกษ์ในท้องถิ่น นั่นคือดวงอาทิตย์

แผนภูมิดาวที่ลงวันที่ที่แม่นยำที่สุดเป็นผลจากดาราศาสตร์อียิปต์ โบราณ ใน 1534 ปีก่อนคริสตกาล [6]แคตตาล็อกดาวที่เก่าแก่ที่สุดที่รู้จักถูกรวบรวมโดยนักดาราศาสตร์ชาวบาบิโลน โบราณ แห่งเมโสโปเตเมียในช่วงปลายสหัสวรรษที่ 2 ก่อนคริสตกาล ระหว่างช่วงKassite (ค.ศ. 1531–1155 ก่อนคริสตกาล) [7]

แคตตาล็อกดาวดวงแรกในดาราศาสตร์กรีกถูกสร้างขึ้นโดยAristillusเมื่อประมาณ 300 ปีก่อนคริสตกาล ด้วยความช่วยเหลือของTimocharis [8]แคตตาล็อกดวงดาวของHipparchus (ศตวรรษที่ 2 ก่อนคริสต์ศักราช) รวม 1,020 ดวงและถูกนำมาใช้เพื่อรวบรวมแคตตาล็อกดาวของปโตเลมี [9] Hipparchus เป็นที่รู้จักสำหรับการค้นพบโนวา (ดาวดวงใหม่) ที่บันทึกไว้ครั้งแรก [10]กลุ่มดาวและชื่อดาวจำนวนมากที่ใช้อยู่ในปัจจุบันนี้มาจากดาราศาสตร์กรีก

แม้จะมีความเปลี่ยนแปลงไม่ได้อย่างเห็นได้ชัดของท้องฟ้านักดาราศาสตร์ชาวจีนก็ทราบดีว่าดาวดวงใหม่อาจปรากฏขึ้นได้ [11]ในปี ค.ศ. 185 พวกเขาเป็นคนแรกที่สังเกตและเขียนเกี่ยวกับซุปเปอร์โนวาซึ่งปัจจุบันรู้จักกันในชื่อSN 185 [12]เหตุการณ์ที่ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในประวัติศาสตร์ที่บันทึกไว้คือ ซุปเปอร์โนวา SN 1006ซึ่งพบเห็นในปี 1006 และเขียนโดยนักดาราศาสตร์ชาวอียิปต์ชื่ออาลี อิบน์ ริดวานและนักดาราศาสตร์ชาวจีนอีกหลายคน [13] ซุปเปอร์ โน วา SN 1054ซึ่งให้กำเนิดเนบิวลาปูก็ถูกสังเกตโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและอิสลามเช่นกัน [14] [15] [16]

นักดาราศาสตร์อิสลามในยุคกลางตั้งชื่อภาษาอาหรับให้กับดาวหลายดวงที่ยังคงใช้มาจนถึงทุกวันนี้ และได้ประดิษฐ์เครื่องมือทางดาราศาสตร์ มากมาย ที่สามารถคำนวณตำแหน่งของดาวได้ พวกเขาสร้างสถาบันวิจัยหอดูดาว ขนาดใหญ่แห่งแรกขึ้น โดยมีวัตถุประสงค์หลักเพื่อการผลิต แคตตาล็อกZij star [17]ในจำนวนนี้หนังสือแห่งดวงดาวคง ที่ (964) เขียนโดยนักดาราศาสตร์ชาวเปอร์เซียAbd al-Rahman al-Sufiผู้สังเกตดาวจำนวนหนึ่งกระจุกดาว (รวมถึงOmicron VelorumและClusters ของ Brocchi ) และกาแล็กซี(รวมทั้งAndromeda Galaxy ) [18]ตามคำกล่าวของ A. Zahoor ในศตวรรษที่ 11 Abu Rayhan Biruni นักปราชญ์ชาว เปอร์เซียน ได้อธิบายกาแล็กซีทางช้างเผือกว่าเป็นเศษเล็กเศษน้อยที่มีคุณสมบัติของ ดาวที่ คลุมเครือและให้ละติจูดของดาวต่างๆ ในช่วงที่เกิดจันทรุปราคาใน 1019. [19]

ตามที่ Josep Puig นักดาราศาสตร์Andalusian Ibn Bajjahเสนอว่าทางช้างเผือกประกอบด้วยดาวหลายดวงที่เกือบจะสัมผัสกันและดูเหมือนจะเป็นภาพต่อเนื่องอันเนื่องมาจากผลของการหักเห ของ วัสดุใต้ตา โดยอ้างถึงข้อสังเกตของเขาเกี่ยวกับการรวม ตัว ของ ดาวพฤหัสบดีและดาวอังคารเมื่อ 500 AH (1106/1107 AD) เป็นหลักฐาน[20] นักดาราศาสตร์ชาวยุโรปยุคแรกเช่นTycho Braheระบุดาวดวงใหม่ในท้องฟ้ายามค่ำคืน ในปี ค.ศ. 1584 จิออร์ดาโน บรูโนเสนอว่าดวงดาวเปรียบเสมือนดวงอาทิตย์ และอาจมีดาวเคราะห์ดวงอื่นอาจมีคล้ายโลก โดยโคจรรอบ ๆ พวกมัน[21] แนวคิดที่ นักปรัชญาชาวกรีกโบราณเสนอไว้ก่อนหน้านี้คือDemocritusและEpicurus [ 22]และโดยนักจักรวาลวิทยาอิสลาม ยุคกลาง [23]เช่นFakhr al- ดิน อัล-ราซี . [24]ในศตวรรษต่อมา ความคิดที่ว่าดาวฤกษ์จะเหมือนกับดวงอาทิตย์กำลังบรรลุฉันทามติในหมู่นักดาราศาสตร์ เพื่ออธิบายว่าเหตุใดดาวเหล่านี้จึงไม่ใช้แรงดึงดูดสุทธิบนระบบสุริยะไอแซก นิวตันแนะนำว่าดาวฤกษ์มีการกระจายอย่างเท่าเทียมกันในทุกทิศทาง ซึ่งเป็นแนวคิดที่นักศาสนศาสตร์กระตุ้นเตือนริชาร์ด เบนท์ลีย์ . [25]

นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลีGeminiano Montanariบันทึกการสังเกตความแปรปรวนของความส่องสว่างของดาวAlgolในปี 1667 Edmond Halleyตีพิมพ์การวัดครั้งแรกของการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมของดาวฤกษ์ "คงที่" คู่หนึ่งที่อยู่ใกล้เคียง ซึ่งแสดงให้เห็นว่าพวกมันได้เปลี่ยนตำแหน่งตั้งแต่สมัยกรีก โบราณ นักดาราศาสตร์ปโตเลมีและฮิปปาร์คัส (21)

William Herschelเป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่พยายามกำหนดการกระจายของดาวบนท้องฟ้า ในช่วงทศวรรษที่ 1780 เขาได้กำหนดชุดมาตรวัดใน 600 ทิศทาง และนับดาวที่สังเกตได้ตลอดแนวสายตาแต่ละเส้น จากนี้เขาสรุปได้ว่าจำนวนดาวเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องไปยังด้านใดด้านหนึ่งของท้องฟ้า ในทิศทาง ของแกนทางช้างเผือก จอห์น เฮอร์เชลลูกชายของเขาทำการศึกษาซ้ำในซีกโลกใต้ และพบว่ามีการเพิ่มขึ้นในทิศทางเดียวกัน [26]นอกเหนือจากความสำเร็จอื่น ๆ ของเขา วิลเลียม เฮอร์เชล ยังเป็นที่รู้จักจากการค้นพบของเขาว่าดาวบางดวงไม่เพียงแต่อยู่ในแนวสายตาเดียวกันเท่านั้น แต่ยังเป็นสหายทางกายภาพที่ก่อตัวระบบดาวคู่ [27]

วิทยาศาสตร์ของ สเปกโตรส โค ปีของ ดวงดาวเป็นผู้บุกเบิกโดยJoseph von FraunhoferและAngelo Secchi โดยการเปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวฤกษ์ เช่นซิเรียสกับดวงอาทิตย์ พวกเขาพบความแตกต่างในด้านความแรงและจำนวนเส้นดูดกลืน ของพวกมัน ซึ่งเป็นเส้น มืดในสเปกตรัมของดวงดาวที่เกิดจากการดูดกลืนความถี่จำเพาะของบรรยากาศ ในปี 1865 Secchi เริ่มจำแนกดาวออกเป็นประเภทสเปกตรัม [28]รูปแบบที่ทันสมัยของการจำแนกประเภทดาวได้รับการพัฒนาโดยแอนนี่ เจ. แคนนอนในช่วงต้นทศวรรษ 1900 [29]

การวัดระยะทางไปยังดาวฤกษ์โดยตรงครั้งแรก ( 61 Cygniที่ 11.4 ปีแสง ) เกิดขึ้นในปี 1838 โดยFriedrich Besselโดยใช้เทคนิคพารั ลแลกซ์ การวัดพารัลแลกซ์แสดงให้เห็นถึงการแยกตัวของดวงดาวในสวรรค์อย่างกว้างใหญ่[21]การสังเกตดาวคู่มีความสำคัญเพิ่มขึ้นในช่วงศตวรรษที่ 19 ในปี ค.ศ. 1834 ฟรีดริช เบสเซลสังเกตเห็นการเปลี่ยนแปลงในการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมของดาวซิเรียสและอนุมานถึงสหายที่ซ่อนอยู่เอ็ดเวิร์ด พิกเคอริงค้นพบไบนารีสเปกโตรส โคปีแรก ในปี พ.ศ. 2442 เมื่อเขาสังเกตเห็นการแบ่งเส้นสเปกตรัมของดาวมิซาร์ เป็นระยะในระยะเวลา 104 วัน การสังเกตโดยละเอียดของระบบดาวคู่จำนวนมากถูกรวบรวมโดยนักดาราศาสตร์ เช่นฟรีดริช เกออร์ก วิลเฮล์ม ฟอน สตรูฟและSW Burnhamทำให้สามารถหามวลของดาวได้จากการคำนวณองค์ประกอบใน วงโคจร วิธีแก้ปัญหาแรกสำหรับปัญหาการโคจรของดาวคู่จากการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ถูกสร้างขึ้นโดยเฟลิกซ์ ซาวารีในปี ค.ศ. 1827 [30] ศตวรรษที่ 20 มีความก้าวหน้าอย่างรวดเร็วมากขึ้นในการศึกษาดาวฤกษ์ทางวิทยาศาสตร์ภาพถ่ายกลายเป็นเครื่องมือทางดาราศาสตร์อันมีค่าKarl Schwarzschildค้นพบว่าสีของดาวฤกษ์และด้วยเหตุนี้อุณหภูมิของดาวสามารถกำหนดได้โดยการเปรียบเทียบขนาดภาพเทียบกับขนาดการถ่ายภาพ การพัฒนาโฟโต มิเตอร์ โฟโตอิเล็กทริก ช่วยให้วัดขนาดได้อย่างแม่นยำในช่วงความยาวคลื่นหลายช่วง ในปี ค.ศ. 1921 อัลเบิร์ต เอ. มิเชลสันได้ทำการวัดขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางดาวฤกษ์เป็นครั้งแรกโดยใช้อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์บนกล้องโทรทรรศน์ฮุ ก เกอร์ที่หอดูดาว Mount Wilson [31]

งานทฤษฎีที่สำคัญเกี่ยวกับโครงสร้างทางกายภาพของดาวฤกษ์เกิดขึ้นในช่วงทศวรรษแรกของศตวรรษที่ยี่สิบ ในปี ค.ศ. 1913 ไดอะแกรมของเฮิรตซ์ปรัง-รัสเซลล์ได้รับการพัฒนา ซึ่งขับเคลื่อนการศึกษาดาราศาสตร์ฟิสิกส์ของดาวฤกษ์ แบบจำลองที่ประสบความสำเร็จได้รับการพัฒนาขึ้นเพื่ออธิบายการตกแต่งภายในของดวงดาวและวิวัฒนาการของดวงดาว Cecilia Payne-Gaposchkinเสนอครั้งแรกว่าดาวฤกษ์ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นหลักในวิทยานิพนธ์ระดับปริญญาเอกปี 1925 ของเธอ [32]สเปกตรัมของดวงดาวสามารถเข้าใจได้มากขึ้นผ่านความก้าวหน้าในฟิสิกส์ควอนตัทำให้สามารถกำหนดองค์ประกอบทางเคมีของบรรยากาศของดาวฤกษ์ได้ [33]

ภาพอินฟราเรดจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ ของ NASA แสดงดาวหลายแสนดวงในกาแลคซีทางช้างเผือก

ยกเว้นเหตุการณ์หายาก เช่น ซุปเปอร์โนวาและตัวปลอมซูเปอร์โนวา ดาวฤกษ์แต่ละดวงได้รับการสังเกตในกลุ่มท้องถิ่นเป็น หลัก [34]และโดยเฉพาะอย่างยิ่งในส่วนที่มองเห็นได้ของทางช้างเผือก (ดังที่แสดงโดยแคตตาล็อกดาวที่มีรายละเอียดสำหรับดาราจักรของเรา) และดาวเทียมของมัน [35] ดาวฤกษ์แต่ละดวง เช่น ตัวแปร Cepheid ได้รับการสังเกตใน กาแลคซี M87 [36]และM100ของกระจุกดาวราศีกันย์ [ 37]เช่นเดียวกับดาวเรืองแสงในดาราจักรอื่นที่ค่อนข้างใกล้เคียง [38] ด้วยความช่วยเหลือของเลนส์โน้มถ่วง , ดาวดวงเดียว (ชื่อIcarus) ได้รับการสังเกตที่ห่างออกไป 9 พันล้านปีแสง [39] [40]

การกำหนด

แนวความคิดของกลุ่มดาวเป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่ามีอยู่ในสมัยบาบิโลน นักดูท้องฟ้าในสมัยโบราณจินตนาการว่าการจัดเรียงดาวฤกษ์ที่โดดเด่นทำให้เกิดรูปแบบ และพวกเขาเชื่อมโยงสิ่งเหล่านี้กับลักษณะเฉพาะของธรรมชาติหรือตำนานของพวกมัน การก่อตัวสิบสองรูปแบบเหล่านี้วางอยู่ตามแถบสุริยุปราคาและสิ่งเหล่านี้กลายเป็นพื้นฐานของโหราศาสตร์ [41]ดาราดังหลายคนได้รับชื่อ โดยเฉพาะอย่างยิ่งกับการกำหนด อาหรับหรือละติน

เช่นเดียวกับกลุ่มดาวบางกลุ่มและดวงอาทิตย์เอง ดาวฤกษ์แต่ละดวงมีตำนาน ของตัว เอง [42]สำหรับชาวกรีกโบราณ "ดาว" บางดวงหรือที่รู้จักกันในชื่อดาวเคราะห์ (กรีก πλανήτης (planētēs) แปลว่า "ผู้พเนจร") เป็นตัวแทนของเทพสำคัญต่างๆ ซึ่งใช้เรียกชื่อดาวเคราะห์ว่าดาวพุธดาวศุกร์ดาวอังคาร ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ถูกนำตัว (42) ( ดาวยูเรนัสและเนปจูนเป็นเทพเจ้ากรีกและโรมันแต่ดาวเคราะห์ทั้งสองไม่เป็นที่รู้จักในสมัยโบราณเนื่องจากความสว่างต่ำ ชื่อของพวกเขาถูกกำหนดโดยนักดาราศาสตร์ในภายหลัง)

ประมาณปี ค.ศ. 1600 ชื่อของกลุ่มดาวถูกใช้เพื่อตั้งชื่อดาวในบริเวณที่เกี่ยวข้องกันของท้องฟ้า นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมันJohann Bayerได้สร้างชุดแผนที่ดาวและใช้อักษรกรีกเป็นชื่อดวงดาวในแต่ละกลุ่มดาว ต่อมา ได้มีการคิดค้นระบบการนับตามการเสด็จขึ้นสู่สวรรค์ทางขวา ของดาวฤกษ์ และเพิ่มลงในแคตตาล็อกดาราของ John Flamsteedในหนังสือของเขา"Historia coelestis Britannica" (ฉบับปี 1712) โดยระบบการนับนี้จึงถูกเรียกว่าการกำหนดชื่อ Flamsteedหรือ การ กำหนดหมายเลข Flamsteed [43] [44]

หน่วยงานที่ได้รับการยอมรับในระดับสากลสำหรับการตั้งชื่อเทห์ฟากฟ้าคือInternational Astronomical Union (IAU) [45]สหพันธ์ดาราศาสตร์สากลดูแลคณะทำงานเกี่ยวกับชื่อดาว (WGSN) [46]ซึ่งจัดทำรายการและกำหนดชื่อที่เหมาะสมสำหรับดาวฤกษ์ [47]บริษัทเอกชนจำนวนหนึ่งขายชื่อดาวซึ่งไม่ได้รับการยอมรับจาก IAU นักดาราศาสตร์มืออาชีพ หรือชุมชนดาราศาสตร์สมัครเล่น [48]หอสมุดแห่งชาติอังกฤษเรียกสิ่งนี้ว่าองค์กรการค้า ที่ไม่มีการ ควบคุม [49] [50]และกรมคุ้มครองผู้บริโภคและแรงงานแห่งนครนิวยอร์กได้ออกการละเมิดต่อบริษัทชื่อดาราดังกล่าวแห่งหนึ่ง เนื่องจากการมีส่วนร่วมในการค้าขายที่หลอกลวง [51] [52]

หน่วยวัด

แม้ว่าค่าพารามิเตอร์ของดาวสามารถแสดงเป็นหน่วย SIหรือ หน่วย เกาส์เซียนได้ แต่มักจะสะดวกที่สุดในการแสดงมวลความส่องสว่างและรัศมีในหน่วยสุริยะ ตามลักษณะของดวงอาทิตย์ ในปี 2015 IAU ได้กำหนดชุดค่าพลังงานแสงอาทิตย์ที่ระบุ (กำหนดเป็นค่าคงที่ SI โดยไม่มีความไม่แน่นอน) ซึ่งสามารถใช้สำหรับการอ้างอิงพารามิเตอร์ของดาวได้:

ค่าความส่องสว่างจากแสงอาทิตย์เล็กน้อย : L = 3.828 × 10 26วัตต์ [53]
รัศมีแสงอาทิตย์ที่กำหนด R = 6.957 × 10 8ม. [53]

มวลดวงอาทิตย์ M ไม่ได้กำหนดไว้อย่างชัดเจนโดย IAU เนื่องจากความไม่แน่นอนสัมพัทธ์ขนาดใหญ่ (10 -4 ) ของค่าคงที่ความโน้มถ่วง ของนิวตัน G เนื่องจากผลคูณของค่าคงที่ความโน้มถ่วงของนิวตันและมวลดวงอาทิตย์รวมกัน (GM ) ถูกกำหนดให้เป็น ความแม่นยำที่มากขึ้น IAU กำหนดพารามิเตอร์มวลสุริยะ เล็กน้อย เป็น:

พารามิเตอร์มวลแสงอาทิตย์เล็กน้อย: GM = 1.3271244 × 10 20ม. 3วินาที−2 [53]

ค่าพารามิเตอร์มวลดวงอาทิตย์ที่ระบุสามารถใช้ร่วมกับค่าประมาณล่าสุดของ CODATA (2014) ของค่าคงที่ความโน้มถ่วงของนิวตัน G เพื่อให้ได้มวลดวงอาทิตย์ที่ประมาณ 1.9885 × 10 30กก. แม้ว่าค่าความส่องสว่าง รัศมี พารามิเตอร์มวล และมวลอาจแตกต่างกันเล็กน้อยในอนาคตอันเนื่องมาจากความไม่แน่นอนจากการสังเกต ค่าคงที่เล็กน้อยของ IAU ปี 2015 จะยังคงเป็นค่า SI เดิม เนื่องจากยังคงเป็นมาตรการที่มีประโยชน์สำหรับการอ้างอิงพารามิเตอร์ของดวงดาว

ความยาวขนาดใหญ่ เช่น รัศมีของดาวยักษ์หรือกึ่งแกนเอกของระบบดาวคู่ มักแสดงเป็นหน่วยดาราศาสตร์ ซึ่งประมาณเท่ากับระยะห่างเฉลี่ยระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ (150 ล้านกม. หรือ ประมาณ 93 ล้านไมล์) ในปี 2012 IAU ได้กำหนดค่าคงที่ทางดาราศาสตร์ให้มีความยาวที่แน่นอนในหน่วยเมตร: 149,597,870,700 ม. [53]

การก่อตัวและวิวัฒนาการ

วิวัฒนาการของดาวมวลต่ำ (วัฏจักรซ้าย) และดาวมวลสูง (วัฏจักรขวา) พร้อมตัวอย่างเป็นตัวเอียง

ดาวจะควบแน่นจากบริเวณพื้นที่ที่มีความหนาแน่นของสสารสูงกว่า แต่บริเวณเหล่านั้นมีความหนาแน่นน้อยกว่าภายในห้องสุญญากาศ บริเวณเหล่านี้หรือที่เรียกว่าเมฆโมเลกุล — ประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ โดยมีฮีเลียมประมาณ 23 ถึง 28 เปอร์เซ็นต์และธาตุที่หนักกว่าสองสามเปอร์เซ็นต์ ตัวอย่างหนึ่งของบริเวณที่ก่อตัวดาวฤกษ์ดังกล่าวคือเนบิวลานายพราน [54]ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ก่อตัวเป็นกลุ่มดาวหลายสิบดวงถึงหลายแสนดวง [55] ดาวมวลมากในกลุ่มเหล่านี้อาจส่องสว่างเมฆเหล่านั้น ทำให้เกิด ไอออนไฮโดรเจน และสร้างภูมิภาค H II. ผลกระทบจากการป้อนกลับดังกล่าว จากการก่อตัวดาว อาจทำลายก้อนเมฆในท้ายที่สุดและป้องกันไม่ให้เกิดดาวอีก [56]

ดาวทุกดวงใช้เวลาส่วนใหญ่ในการดำรงอยู่ของพวกมันเป็นดาวฤกษ์ ในแถบ ลำดับหลักเชื้อเพลิงหลักโดยการรวมนิวเคลียร์ของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมภายในแกนของพวกมัน อย่างไรก็ตาม ดาวฤกษ์ที่มีมวลต่างกันมีคุณสมบัติแตกต่างกันอย่างเห็นได้ชัดในขั้นตอนต่างๆ ของการพัฒนา ชะตากรรมสุดท้ายของดาวมวลมากจะแตกต่างจากดาวฤกษ์มวลน้อยกว่า เช่นเดียวกับความส่องสว่างและผลกระทบที่มีต่อสิ่งแวดล้อม ดังนั้น นักดาราศาสตร์จึงมักจัดกลุ่มดาวตามมวลของมัน: [57]

  • ดาวฤกษ์มวลต่ำมากซึ่งมีมวลต่ำกว่า 0.5 โม ลา ร์ จะมีการพาความร้อนเต็มที่และกระจายฮีเลียมอย่างสม่ำเสมอทั่วทั้งดาวฤกษ์ทั้งดวงในลำดับหลัก ดังนั้นพวกมันจึงไม่เคยถูกเปลือกไหม้และไม่เคยกลายเป็นยักษ์แดงหลังจากที่ไฮโดรเจนหมด พวกมันจะกลายเป็นดาวแคระขาวฮีเลียมและค่อยๆ เย็นลง[58]เนื่องจากอายุขัยของดาวฤกษ์ 0.5  โม ลาร์ ☉นั้นยาวนานกว่าอายุของจักรวาลจึงยังไม่มีดาวดวงดังกล่าวมาจนถึงขั้นแคระขาว
  • ดาวมวลต่ำ (รวมถึงดวงอาทิตย์) ซึ่งมีมวลระหว่าง 0.5  M ถึง 1.8–2.5  M ขึ้นอยู่กับองค์ประกอบ จะกลายเป็นดาวยักษ์แดงเมื่อไฮโดรเจนในแกนของพวกมันหมดลง และเริ่มเผาฮีเลียมในแกนกลางด้วยแฟลชฮีเลียม พวกเขาพัฒนาแกนคาร์บอนออกซิเจนที่เสื่อมโทรมในภายหลังในสาขายักษ์ที่ ไม่มีอาการ ในที่สุดพวกมันก็ระเบิดเปลือกชั้นนอกออกมาเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์และทิ้งแกนกลางไว้ในรูปของดาวแคระขาว [ ต้องการการอ้างอิง ]
  • ดาวมวลปานกลางระหว่าง 1.8–2.5  M และ 5-10  M ผ่านขั้นตอนวิวัฒนาการที่คล้ายกับดาวฤกษ์มวลต่ำ แต่หลังจากช่วงเวลาสั้นๆ บนกิ่งยักษ์แดงพวกมันจะจุดไฟฮีเลียมโดยไม่ใช้แฟลชและยืดเวลาออกไป ในกอสีแดงก่อนที่จะสร้างแกนคาร์บอนออกซิเจนที่เสื่อมโทรม [ ต้องการการอ้างอิง ]
  • ดาวมวลมากมักมีมวลขั้นต่ำ 7-10  M (อาจต่ำถึง 5-6  M ) หลังจากขับไฮโดรเจนที่แกนกลางออกไปแล้ว ดาวเหล่านี้จะกลายเป็นซุปเปอร์ไจ แอนต์ และไปหลอมรวมธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม พวกเขาจบชีวิตเมื่อแกนกลางพังทลายและระเบิดเป็นซุปเปอร์โนวา [ ต้องการการอ้างอิง ]

การก่อตัวของดาว

แนวคิดของศิลปินเกี่ยวกับการกำเนิดของดาวฤกษ์ภายในก้อนเมฆโมเลกุล หนาแน่น
กระจุกดาวอายุน้อยประมาณ 500 ดวงอยู่ภายในเรือนเพาะชำW40 ในบริเวณใกล้เคียง

การก่อตัวของดาวฤกษ์เริ่มต้นด้วยความไม่แน่นอนของแรงโน้มถ่วงภายในเมฆโมเลกุล ซึ่งเกิดจากบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงกว่า ซึ่งมักเกิดจากการกดทับของเมฆโดยการแผ่รังสีจากดาวมวลมาก ฟองอากาศที่ขยายตัวในตัวกลางระหว่างดาว การชนกันของเมฆโมเลกุลต่างๆ หรือการชนกัน ของดารา จักร (เหมือนดาราจักรแฉก ) [59] [60]เมื่อพื้นที่ถึงความหนาแน่นเพียงพอของสสารที่จะเป็นไปตามเกณฑ์สำหรับความไม่แน่นอนของกางเกงยีนส์ก็เริ่มยุบตัวลงภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเอง [61]

เมื่อเมฆสลายตัว ฝุ่นและก๊าซที่หนาแน่นจะรวมตัวกันเป็นกลุ่มก้อน " Bok globules " เมื่อลูกโลกยุบตัวและความหนาแน่นเพิ่มขึ้น พลังงานโน้มถ่วงจะเปลี่ยนเป็นความร้อนและอุณหภูมิจะสูงขึ้น เมื่อเมฆโปรโตสเตลลาร์ถึงสภาวะที่เสถียรของดุลยภาพอุทกสถิตโปรโต สตาร์ จะก่อตัวขึ้นที่แกนกลาง [62]ดาวฤกษ์ก่อนเกิดหลัก-เหล่านี้มักถูกล้อมรอบด้วยจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์และขับเคลื่อนโดยการแปลงพลังงานโน้มถ่วงเป็นสำคัญ ระยะเวลาการหดตัวของแรงโน้มถ่วงเป็นเวลาประมาณ 10 ล้านปีสำหรับดาวฤกษ์อย่างดวงอาทิตย์ และสูงสุด 100 ล้านปีสำหรับดาวแคระแดง [63]

ดาวฤกษ์ยุคแรกที่มีน้อยกว่า 2 M เรียกว่าดาว T Tauri ในขณะที่ดาวที่มีมวลมากกว่าคือดาว Herbig Ae/Be ดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นใหม่เหล่านี้ปล่อยไอพ่นของก๊าซไปตามแกนการหมุนของพวกมัน ซึ่งอาจลดโมเมนตัมเชิงมุมของดาวที่ยุบตัวลง และส่งผลให้เกิดหมอกเล็กๆ ที่เรียกว่าวัตถุHerbig–Haro [64] [65] เครื่องบินไอพ่นเหล่านี้ ร่วมกับการแผ่รังสีจากดาวมวลสูงที่อยู่ใกล้เคียง อาจช่วยขับไล่เมฆโดยรอบซึ่งดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น [66]

ในช่วงเริ่มต้นของการพัฒนา ดารา T Tauri ติดตามเส้นทาง Hayashi—พวกมันหดตัวและลดความส่องสว่างในขณะที่ยังคงอยู่ที่อุณหภูมิใกล้เคียงกัน ดารา T Tauri ที่มีมวลน้อยกว่าจะติดตามเพลงนี้ไปยังซีเควนซ์หลัก ในขณะที่ดาราที่มีมวลมากกว่าจะเปลี่ยนไปตาม แทร็ Henyey [67]

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ถูกมองว่าเป็นสมาชิกของระบบดาวคู่ และคุณสมบัติของดาวคู่เหล่านั้นเป็นผลมาจากสภาวะที่พวกมันก่อตัวขึ้น [68]เมฆก๊าซจะต้องสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมเพื่อที่จะยุบตัวและก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ การกระจายตัวของเมฆเป็นดาวหลายดวงกระจายโมเมนตัมเชิงมุมบางส่วน คู่แฝดยุคแรกเริ่มถ่ายเทโมเมนตัมเชิงมุมบางส่วนโดยปฏิสัมพันธ์แรงโน้มถ่วงระหว่างการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดกับดาวฤกษ์อื่นในกระจุกดาวอายุน้อย ปฏิสัมพันธ์เหล่านี้มีแนวโน้มที่จะแยกไบนารีที่แยกจากกัน (อ่อน) ออกจากกันมากขึ้นในขณะที่ทำให้ไบนารีที่ยากกลายเป็นพันธะที่แน่นแฟ้นยิ่งขึ้น สิ่งนี้ทำให้เกิดการแยกไบนารีออกเป็นสองการกระจายประชากรที่สังเกตได้ [69]

ลำดับหลัก

ดาวฤกษ์ใช้เวลาประมาณ 90% ของการมีอยู่ของพวกมันในการหลอมไฮโดรเจนให้เป็นฮีเลียมในปฏิกิริยาอุณหภูมิสูงและความดันสูงในบริเวณแกนกลาง กล่าวกันว่าดาวดังกล่าวอยู่ในลำดับหลัก และเรียกว่าดาวแคระ เริ่มที่ซีเควนซ์หลักอายุเป็นศูนย์ สัดส่วนของฮีเลียมในแกนกลางของดาวฤกษ์จะเพิ่มขึ้นเรื่อยๆ อัตราการเกิดนิวเคลียร์ฟิวชันที่แกนกลางจะค่อยๆ เพิ่มขึ้น เช่นเดียวกับอุณหภูมิและความส่องสว่างของดาว [70] ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์คาดว่าจะมีความส่องสว่างเพิ่มขึ้นประมาณ 40% นับตั้งแต่มันมาถึงลำดับหลักเมื่อ 4.6 พันล้าน (4.6 × 10 9 ) ปีที่แล้ว [71]

ดาวทุกดวงสร้างลมของดาวฤกษ์ของอนุภาคที่ทำให้ก๊าซไหลออกสู่อวกาศอย่างต่อเนื่อง สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ มวลที่หายไปนั้นเล็กน้อยมาก ดวงอาทิตย์สูญเสียมวล 10 -14 M ทุกปี[72]หรือประมาณ 0.01% ของมวลรวมของมันตลอดอายุขัยทั้งหมด อย่างไรก็ตาม ดาวมวลมากอาจสูญเสีย 10 −7ถึง 10 −5 M ในแต่ละปี ซึ่งส่งผลกระทบอย่างมีนัยสำคัญต่อการวิวัฒนาการของ ดาวฤกษ์ [73]ดาวฤกษ์ที่ขึ้นต้นด้วยมากกว่า 50 M อาจสูญเสียมวลรวมไปกว่าครึ่งในขณะที่อยู่ในลำดับหลัก[74]

ตัวอย่างของไดอะแกรมของเฮิรตซ์สปริง–รัสเซลล์สำหรับกลุ่มดาวที่มีดวงอาทิตย์ (กลาง) (ดูการจำแนกประเภท )

เวลาที่ดาวฤกษ์ใช้ในซีเควนซ์หลักขึ้นอยู่กับปริมาณเชื้อเพลิงที่มีอยู่และอัตราการหลอมรวมเป็นหลัก ดวงอาทิตย์คาดว่าจะมีชีวิตอยู่ 10 พันล้าน (10 10 ) ปี ดาวมวลมากใช้เชื้อเพลิงอย่างรวดเร็วและมีอายุสั้น ดาวมวลต่ำกินเชื้อเพลิงช้ามาก ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 0.25 M ซึ่งเรียกว่าดาวแคระแดงสามารถหลอมรวมมวลเกือบทั้งหมดของพวกมันได้ ในขณะที่ดาวฤกษ์ประมาณ 1 M สามารถหลอมรวมมวลได้ประมาณ 10% เท่านั้น การรวมกันของการใช้เชื้อเพลิงที่ช้าและการจ่ายเชื้อเพลิงที่ค่อนข้างมากช่วยให้ดาวมวลต่ำสามารถอยู่ได้ประมาณหนึ่งล้านล้าน (10 12 ) ปี; สุดขีด 0.08 M จะมีอายุยืนยาวประมาณ 12 ล้านล้านปี ดาวแคระแดงจะร้อนขึ้นและสว่างขึ้นเมื่อสะสมฮีเลียม เมื่อไฮโดรเจนหมด พวกมันจะหดตัวเป็นดาวแคระขาวและอุณหภูมิลดลง [58]เนื่องจากอายุขัยของดาวฤกษ์ดังกล่าวมากกว่าอายุปัจจุบันของจักรวาล (13.8 พันล้านปี) จึงคาดว่าไม่มีดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิต่ำกว่า 0.85 โม ลา ร์ [75]ใดที่จะเคลื่อนออกจากลำดับหลัก

นอกจากมวลแล้ว ธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมยังมีบทบาทสำคัญในการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ นักดาราศาสตร์ระบุธาตุทั้งหมดที่หนักกว่า "โลหะ" ของฮีเลียม และเรียกความเข้มข้น ทางเคมี ของธาตุเหล่านี้ในดาวฤกษ์ นั่นคือความเป็นโลหะสภาพความเป็นโลหะของดาวฤกษ์สามารถมีอิทธิพลต่อเวลาที่ดาวใช้ในการเผาผลาญเชื้อเพลิง และควบคุมการก่อตัวของสนามแม่เหล็ก[76]ซึ่งส่งผลต่อความแรงของลมของดาวฤกษ์[77]ผู้สูงอายุประชากร IIดาวฤกษ์มีความเป็นโลหะน้อยกว่ากลุ่มประชากร I อย่างมาก เนื่องจากองค์ประกอบของเมฆโมเลกุลที่ก่อตัวขึ้น เมื่อเวลาผ่านไป เมฆดังกล่าวจะเพิ่มมากขึ้นในองค์ประกอบที่หนักกว่าเมื่อดาวที่มีอายุมากกว่าตายและแยกส่วนของชั้นบรรยากาศออกไป [78]

ลำดับหลัง–ลำดับหลัก

เบเทล จุ ส ตามที่ALMAเห็น นี่เป็นครั้งแรกที่ ALMA ได้สำรวจพื้นผิวของดาวฤกษ์และทำให้ได้ภาพ Betelgeuse ที่มีความละเอียดสูงสุด

ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีปริมาณไฮโดรเจนอย่างน้อย 0.4 โม ลาร์ ☉ [79]ระบายไฮโดรเจนที่แกนกลางของพวกมันออก พวกมันก็เริ่มหลอมรวมไฮโดรเจนในเปลือกที่ล้อมรอบแกนฮีเลียม ชั้นนอกของดาวฤกษ์จะขยายตัวและเย็นลงอย่างมากเมื่อเปลี่ยนเป็น ดาว ยักษ์แดง ในบางกรณี พวกมันจะหลอมรวมองค์ประกอบที่หนักกว่าไว้ที่แกนกลางหรือในเปลือกรอบๆ แกนกลาง เมื่อดวงดาวขยายตัว พวกมันก็โยนส่วนหนึ่งของมวลซึ่งเสริมด้วยองค์ประกอบที่หนักกว่าเหล่านั้น เข้าไปในสภาพแวดล้อมระหว่างดวงดาว เพื่อนำไปรีไซเคิลเป็นดาวดวงใหม่ในภายหลัง [80]ในเวลาประมาณ 5 พันล้านปี เมื่อดวงอาทิตย์เข้าสู่ระยะการเผาไหม้ฮีเลียม มันจะขยายไปถึงรัศมีสูงสุดประมาณ 1 หน่วยดาราศาสตร์ (150 ล้านกิโลเมตร) 250 เท่าของขนาดปัจจุบัน และสูญเสีย 30% ของมวลในปัจจุบัน .[71] [81]

เนื่องจากเปลือกที่เผาไหม้ด้วยไฮโดรเจนจะผลิตฮีเลียมมากขึ้น แกนกลางจึงมีมวลและอุณหภูมิเพิ่มขึ้น ในดาวยักษ์แดงที่มีความเข้มข้นสูงถึง 2.25 โม ลา ร์ มวลของแกนฮีเลียมจะเสื่อมลงก่อนที่จะหลอมรวมฮีเลียม ในที่สุด เมื่ออุณหภูมิเพิ่มขึ้นอย่างเพียงพอ แกนฮีเลียมหลอมรวมจะเริ่มระเบิดในสิ่งที่เรียกว่าแฟลชฮีเลียมและดาวจะหดตัวอย่างรวดเร็วในรัศมี เพิ่มอุณหภูมิพื้นผิวของมัน และเคลื่อนไปยังกิ่งก้านในแนวนอนของแผนภาพ HR สำหรับดาวมวลมาก การหลอมรวมของแกนฮีเลียมจะเริ่มต้นก่อนที่แกนกลางจะเสื่อมสภาพ และดาวจะใช้เวลาบางส่วนในกลุ่มสีแดงฮีเลียมที่เผาไหม้อย่างช้าๆ ก่อนที่เปลือกพาความร้อนด้านนอกจะยุบตัว จากนั้นดาวก็เคลื่อนไปที่กิ่งแนวนอน[82]

หลังจากที่ดาวฤกษ์หลอมฮีเลียมของแกนกลางของมันแล้ว มันก็เริ่มหลอมฮีเลียมไปตามเปลือกที่ล้อมรอบแกนคาร์บอนที่ร้อนจัด จากนั้นดาวฤกษ์ตามเส้นทางวิวัฒนาการที่เรียกว่ากิ่งก้านสาขา (AGB) ที่ขนานกับเฟสยักษ์แดงอื่น ๆ ที่อธิบายไว้ แต่มีความสว่างสูงกว่า ดาวฤกษ์ AGB ที่มีมวลมากกว่าอาจผ่านการหลอมรวมคาร์บอนในช่วงเวลาสั้นๆ ก่อนที่แกนกลางจะเสื่อมสภาพ ในระหว่างระยะ AGB ดาวฤกษ์จะได้รับคลื่นความร้อนเนื่องจากความไม่เสถียรในแกนกลางของดาวฤกษ์ ในคลื่นความร้อนเหล่านี้ ความส่องสว่างของดาวฤกษ์จะแปรผันและสสารถูกขับออกจากชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ ทำให้เกิดเนบิวลาดาวเคราะห์ในที่สุด มวลของดาวฤกษ์สามารถพุ่งออกมาได้มากถึง 50 ถึง 70% ในการสูญเสียมวล นี้กระบวนการ. เนื่องจากการขนส่งพลังงานในดาว AGB นั้นใช้การพาความร้อน เป็นหลัก วัสดุที่ถูกขับออกมานี้จึงอุดมไปด้วยผลิตภัณฑ์ฟิวชันที่ขุดขึ้นมาจากแกนกลาง ดังนั้นเนบิวลาดาวเคราะห์จึงอุดมด้วยธาตุต่างๆ เช่น คาร์บอนและออกซิเจน ในที่สุด เนบิวลาดาวเคราะห์ก็กระจายตัว ทำให้สสารในอวกาศทั่วไปสมบูรณ์ [83]ดังนั้น ดวงดาวรุ่นต่อๆ ไปถูกสร้างขึ้นจาก "สิ่งที่เป็นดาว" จากดาวในอดีต [84]

ดวงดาวมากมาย

ชั้นคล้ายหัวหอมที่แกนกลางของดาวฤกษ์มวลสูงที่วิวัฒนาการก่อนแกนจะยุบลง

ในช่วงการเผาไหม้ฮีเลียม ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะขยายตัวเป็นสีน้ำเงินก่อน จากนั้นจึงกลายเป็นซุปเปอร์ไจแอนต์ สีแดง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ดาวมวลสูงอาจมีวิวัฒนาการไปเป็นดาว Wolf-Rayetซึ่งมีลักษณะเป็นสเปกตรัมที่ครอบงำโดยเส้นการแผ่รังสีของธาตุที่หนักกว่าไฮโดรเจน ซึ่งมาถึงพื้นผิวเนื่องจากการพาความร้อนที่รุนแรงและการสูญเสียมวลอย่างเข้มข้น หรือจากการลอกของชั้นนอกสุด [85]

เมื่อฮีเลียมหมดที่แกนกลางของดาวมวลมาก แกนกลางจะหดตัว อุณหภูมิและความดันจะเพิ่มขึ้นพอที่จะหลอมรวมคาร์บอนได้ (ดูกระบวนการเผาไหม้ด้วยคาร์บอน ) กระบวนการนี้ดำเนินต่อไป โดยขั้นตอนต่อเนื่องกันถูกเติมโดยนีออน (ดูกระบวนการเผาไหม้นีออน ) ออกซิเจน (ดูกระบวนการเผาไหม้ด้วยออกซิเจน ) และซิลิกอน (ดูกระบวนการเผาไหม้ซิลิกอน ) ใกล้ถึงจุดสิ้นสุดของชีวิตดาว ฟิวชั่นยังคงดำเนินต่อไปตามชุดของเปลือกหัวหอมภายในดาวมวลสูง เปลือกแต่ละอันหลอมรวมองค์ประกอบที่แตกต่างกัน โดยที่เปลือกนอกสุดหลอมรวมไฮโดรเจน เปลือกถัดไปหลอมฮีเลียมและอื่น ๆ [86]

ขั้นตอนสุดท้ายเกิดขึ้นเมื่อดาวมวลสูงเริ่มผลิตเหล็ก เนื่องจากนิวเคลียสของเหล็กมีพันธะที่แน่นหนากว่านิวเคลียสที่หนักกว่าใดๆ การหลอมรวมใดๆ นอกเหนือธาตุเหล็กจึงไม่ก่อให้เกิดการปลดปล่อยพลังงานสุทธิ [87]

ทรุด

เมื่อแกนกลางของดาวหดตัวลง ความเข้มของการแผ่รังสีจากพื้นผิวนั้นจะเพิ่มขึ้น ทำให้เกิดแรงดันการแผ่รังสีบนเปลือกนอกของก๊าซจนมันจะผลักชั้นเหล่านั้นออกไป ก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ หากสิ่งที่เหลืออยู่หลังจากชั้นบรรยากาศภายนอกถูกปลดปล่อยออกมามีค่าน้อยกว่า 1.4 โม ลา ร์ มันจะหดตัวเป็นวัตถุที่ค่อนข้างเล็กขนาดเท่าโลก หรือที่เรียกว่าดาวแคระขาว ดาวแคระขาวขาดมวลเพื่อให้เกิดแรงกดโน้มถ่วงเพิ่มเติม [88]สารเสื่อมโทรมของอิเล็กตรอนภายในดาวแคระขาวไม่ใช่พลาสมาอีกต่อไป ในที่สุด ดาวแคระขาวจะจางหายไปเป็นดาวแคระดำในระยะเวลาอันยาวนาน [89]

เนบิวลาปูเศษซากของซุปเปอร์โนวาที่สังเกตพบครั้งแรกเมื่อราว ค.ศ. 1050

ในดาวมวลมาก การหลอมรวมจะดำเนินต่อไปจนกระทั่งแกนกลางเหล็กโตขึ้นมาก (มากกว่า 1.4 โม ลาร์ ☉ ) จนไม่สามารถรองรับมวลของมันเองได้อีกต่อไป แกนกลางนี้จะยุบตัวลงอย่างกะทันหันเมื่ออิเล็กตรอนถูกผลักเข้าไปในโปรตอน ก่อตัวเป็นนิวตรอนนิวตริโนและรังสีแกมมาในการระเบิดของการจับอิเล็กตรอนและการสลายตัวของเบตาผกผัน คลื่นกระแทก ที่ เกิดจากการยุบตัวอย่างกะทันหันนี้ทำให้ดาวฤกษ์ที่เหลือระเบิดในซุปเปอร์โนวา ซุปเปอร์โนวาสว่างมากจนอาจส่องแสงเหนือกาแล็กซีบ้านเกิดของดาวฤกษ์ทั้งหมด เมื่อพวกมันเกิดขึ้นภายในทางช้างเผือก ในอดีตผู้สังเกตการณ์ด้วยตาเปล่าได้สังเกตเห็นซุปเปอร์โนวาว่าเป็น "ดาวดวงใหม่" ซึ่งไม่เคยปรากฏมาก่อน[90]

การระเบิดของซุปเปอร์โนวาได้พัดชั้นนอกของดาวออกไป เหลือไว้แต่ เศษซากเช่น เนบิวลาปู[90]แกนกลางถูกบีบอัดเป็นดาวนิวตรอนซึ่งบางครั้งปรากฏเป็นพัลซาร์หรือ ระเบิด เอ็กซ์เรย์ ในกรณีของดาวที่ใหญ่ที่สุด เศษที่เหลือคือหลุมดำที่มีค่ามากกว่า 4 M . [91]ในดาวนิวตรอน สสารอยู่ในสถานะที่เรียกว่าสสารเสื่อมของนิวตรอนด้วยรูปแบบที่แปลกใหม่กว่าของสสารเสื่อมคุณภาพ สสารQCDอาจมีอยู่ในแกนกลาง[92]

ดาวฤกษ์ที่กำลังจะตายชั้นนอกที่ระเบิดออกนั้นรวมถึงธาตุหนัก ซึ่งอาจนำกลับมาใช้ใหม่ได้ในระหว่างการก่อตัวของดาวดวงใหม่ องค์ประกอบหนักเหล่านี้ทำให้เกิดดาวเคราะห์หิน การไหลออกของมหานวดาราและลมดาวฤกษ์ของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่มีส่วนสำคัญในการสร้างสสารในอวกาศ [90]

ดาวไบนารี

วิวัฒนาการของดาวคู่อาจแตกต่างอย่างมากจากการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เดี่ยวที่มีมวลเท่ากัน หากดาวในระบบดาวคู่อยู่ใกล้กันเพียงพอ เมื่อดาวดวงใดดวงหนึ่งขยายตัวกลายเป็นดาวยักษ์แดง ก็อาจล้นกลีบโรชซึ่งเป็นบริเวณรอบดาวฤกษ์ที่สสารจับกับดาวดวงนั้นด้วยแรงโน้มถ่วง นำไปสู่การถ่ายเทวัสดุไปยังอีกดวงหนึ่ง . เมื่อกลีบโรชล้น อาจเกิดปรากฏการณ์ต่างๆ ขึ้น รวมทั้งติดต่อไบนารี ไบนารีซองจดหมายร่วมตัวแปรหายนะสีฟ้าพลัดหลง [ 93]และประเภท Ia ซุปเปอร์โนวา การถ่ายโอนจำนวนมากนำไปสู่กรณีต่างๆ เช่นAlgol paradoxโดยที่ดาวฤกษ์ที่มีวิวัฒนาการมากที่สุดในระบบมีมวลน้อยที่สุด [94]

วิวัฒนาการของระบบดาวคู่และระบบดาว ที่มีลำดับสูงกว่า นั้นได้รับการวิจัยอย่างเข้มข้นเนื่องจากพบว่ามีดาวจำนวนมากที่เป็นสมาชิกของระบบดาวคู่ ประมาณครึ่งหนึ่งของดาวคล้ายดวงอาทิตย์และสัดส่วนที่สูงกว่าของดาวมวลมากยิ่งกว่านั้น ก่อตัวในหลายระบบและอาจส่งผลกระทบอย่างมากต่อปรากฏการณ์เช่นโนวาและซุปเปอร์โนวา การก่อตัวของดาวบางประเภท และการเสริมสมรรถนะของอวกาศด้วยผลิตภัณฑ์สังเคราะห์นิวคลีโอส . [95]

อิทธิพลของวิวัฒนาการดาวคู่ต่อการก่อตัวของดาวมวลมากที่วิวัฒนาการแล้ว เช่นตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสงดาว Wolf-Rayet และต้นกำเนิดของชั้นของซุปเปอร์โนวาแกนกลางยุบ บางประเภท ยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ ดาวมวลสูงเพียงดวงเดียวอาจไม่สามารถขับชั้นนอกของพวกมันได้เร็วพอที่จะก่อให้เกิดประเภทและจำนวนของดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการแล้วซึ่งถูกสังเกตพบ หรือสร้างต้นกำเนิดที่จะระเบิดเป็นซุปเปอร์โนวาที่สังเกตพบ นักดาราศาสตร์บางคนมองว่าการถ่ายโอนมวลผ่านการลอกด้วยแรงโน้มถ่วงในระบบเลขฐานสองเป็นวิธีแก้ปัญหานั้น [96] [97] [98]

การกระจาย

ความประทับใจของศิลปินเกี่ยวกับระบบซิเรียส ซึ่งเป็น ดาวแคระขาว ที่ โคจรรอบดาวฤกษ์ในลำดับหลักประเภท A

ดาวฤกษ์ไม่ได้กระจายอย่างเท่าเทียมกันทั่วทั้งจักรวาล แต่โดยปกติแล้วจะจัดกลุ่มเป็นดาราจักรพร้อมกับก๊าซและฝุ่นในอวกาศ ดาราจักรขนาดใหญ่ทั่วไปอย่างทางช้างเผือกมีดาวฤกษ์หลายแสนล้านดวง มีกาแล็กซีมากกว่า 2 ล้านล้าน (10 12 ) กาแล็กซี แม้ว่าส่วนใหญ่จะมีมวลน้อยกว่า 10% ของทางช้างเผือก [99]โดยรวมแล้วมีแนวโน้มว่าจะอยู่ระหว่าง10 22และ10 24ดาว[100] [101] (ดาวมากกว่าเม็ดทราย ทั้งหมด บนดาวเคราะห์โลก ) [102] [103] [104]ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่อยู่ภายในกาแลคซี แต่ระหว่าง 10 ถึง 50% ของแสงดาวในกระจุกดาราจักร ขนาดใหญ่ อาจมาจากดาวนอกดาราจักรใดๆ [105] [106] [107]

ระบบดาวหลายดวงประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่มีแรงโน้มถ่วงตั้งแต่สองดวงขึ้นไปซึ่ง โคจร รอบกันและกัน ระบบหลายดาวที่ง่ายและธรรมดาที่สุดคือดาวคู่ แต่ระบบที่มีดาวสามดวงขึ้นไปมีอยู่ ด้วยเหตุผลด้านความเสถียรของวงโคจร ระบบดาวหลายดวงดังกล่าวจึงมักจัดเป็นชุดของดาวคู่ตามลำดับชั้น [108]กลุ่มใหญ่เรียกว่ากระจุกดาว มีตั้งแต่ การรวมกลุ่ม ดาว หลวมที่ มีดาวเพียงไม่กี่ดวงไปจนถึงกระจุกดาวเปิดที่ มีดาวหลายสิบดวงจนถึงหลายพันดวง จนถึง กระจุกดาวทรงกลมขนาดมหึมา ที่ มีดาวหลายแสนดวง ระบบดังกล่าวโคจรรอบดาราจักรที่เป็นโฮสต์ ดวงดาวในกระจุกดาวเปิดหรือกระจุกทรงกลมล้วนก่อตัวขึ้นจากเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ เดียวกันดังนั้น ปกติแล้วสมาชิกทุกคนจะมีช่วงอายุและองค์ประกอบที่คล้ายคลึงกัน [83]

มีการสังเกตดาวหลายดวงและส่วนใหญ่หรือทั้งหมดอาจก่อตัวในระบบดาวหลายดวงที่มีแรงโน้มถ่วงจับกัน นี่เป็นเรื่องจริงโดยเฉพาะอย่างยิ่งสำหรับดาวฤกษ์คลาส O และ B ที่มีมวลมาก ซึ่ง 80% เชื่อว่าเป็นส่วนหนึ่งของระบบดาวหลายดวง สัดส่วนของระบบดาวฤกษ์เดี่ยวจะเพิ่มขึ้นตามมวลดาวที่ลดลง ดังนั้นดาวแคระแดงเพียง 25% เท่านั้นที่ทราบว่ามีดาวข้างเคียง เนื่องจาก 85% ของดาวทั้งหมดเป็นดาวแคระแดง ดังนั้นดาวมากกว่าสองในสามในทางช้างเผือกน่าจะเป็นดาวแคระแดงเดี่ยว[109] ในการศึกษา เมฆโมเลกุลเพอร์ซีอุ ส ในปี 2560 นักดาราศาสตร์พบว่าดาวฤกษ์ที่เพิ่งก่อตัวใหม่ส่วนใหญ่อยู่ในระบบดาวคู่ ในรูปแบบที่อธิบายข้อมูลได้ดีที่สุด ดาวทุกดวงเริ่มก่อตัวเป็นไบนารี แม้ว่าระบบไบนารีบางดวงจะแยกออกและทิ้งดาวดวงเดียวไว้เบื้องหลัง[110] [111]

มุมมองของNGC 6397นี้รวมดาวฤกษ์ที่เรียกว่าดาวหลงทางสีน้ำเงินสำหรับตำแหน่งของพวกมันบนไดอะแกรมเฮิรตซ์สปริง–รัสเซลล์

ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกที่สุด ยกเว้นดวงอาทิตย์ คือProxima Centauriซึ่งอยู่ห่างออกไป 4.2465 ปีแสง (40.175 ล้านล้านกิโลเมตร) การเดินทางด้วยความเร็วโคจรของกระสวยอวกาศ 8 กิโลเมตรต่อวินาที (29,000 กิโลเมตรต่อชั่วโมง) จะใช้เวลาประมาณ 150,000 ปีกว่าจะมาถึง [112]นี่เป็นเรื่องปกติของการแยกตัวของดาวในจาน ดารา จักร [113]ดาวสามารถอยู่ใกล้กันมากขึ้นในใจกลางดาราจักรและกระจุกดาวทรงกลม หรือห่างกันมากในรัศมี ดาราจักร

เนื่องจากระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์ที่อยู่นอกนิวเคลียสของดาราจักรนั้นค่อนข้างไกล การชนกันระหว่างดาวฤกษ์จึงเกิดขึ้นได้ยาก ในบริเวณที่หนาแน่นกว่า เช่น แกนกลางของกระจุกดาวทรงกลมหรือศูนย์กลางดาราจักร การชนกันอาจเกิดขึ้นได้บ่อยกว่า [114]การชนดังกล่าวสามารถสร้างสิ่งที่เรียกว่าพลัดหลงสีน้ำเงิน ดาวที่ผิดปกติเหล่านี้มีอุณหภูมิพื้นผิวที่สูงกว่า และด้วยเหตุนี้จึงมีสีฟ้ากว่าดาวฤกษ์ที่แยกตัวออกจากแถบลำดับหลักในกระจุกดาวที่พวกมันอยู่ ในการวิวัฒนาการของดาวแบบมาตรฐาน นักพเนจรสีน้ำเงินคงวิวัฒนาการมาจากลำดับหลักแล้ว และด้วยเหตุนี้จึงไม่สามารถมองเห็นได้ในกระจุกดาว [15]

ลักษณะเฉพาะ

เกือบทุกอย่างเกี่ยวกับดาวฤกษ์ถูกกำหนดโดยมวลเริ่มต้นของมัน รวมถึงลักษณะเช่น ความส่องสว่าง ขนาด วิวัฒนาการ อายุขัย และชะตากรรมในที่สุด

อายุ

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีอายุระหว่าง 1 พันล้านถึง 10 พันล้านปี ดาวฤกษ์บางดวงอาจมีอายุเกือบ 13.8 พันล้านปี ซึ่งเป็นอายุที่สังเกตได้ของจักรวาล ดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดที่ค้นพบHD 140283มีชื่อเล่นว่าดาวเมธูเซลาห์ มีอายุประมาณ 14.46 ± 0.8 พันล้านปี [116] (เนื่องจากค่าความไม่แน่นอนของค่า อายุของดาวฤกษ์นี้จึงไม่ขัดแย้งกับอายุของเอกภพซึ่งกำหนดโดยดาวเทียมพลังค์เป็น 13.799 ± 0.021) [116] [117]

ยิ่งดาวมวลมากเท่าไร อายุขัยของมันก็สั้นลง สาเหตุหลักมาจากดาวมวลสูงกดดันแกนกลางของพวกมันมากขึ้น ทำให้พวกมันเผาผลาญไฮโดรเจนได้เร็วยิ่งขึ้น ดาวมวลสูงที่สุดมีอายุเฉลี่ยสองสามล้านปี ในขณะที่ดาวที่มีมวลน้อยที่สุด (ดาวแคระแดง) จะเผาผลาญเชื้อเพลิงอย่างช้าๆ และสามารถอยู่ได้นานหลายสิบถึงหลายร้อยพันล้านปี [118] [119]

อายุขัยของขั้นตอนของวิวัฒนาการดาวฤกษ์ในพันล้านปี[120]
มวลเริ่มต้น ( M ) ลำดับหลัก ยักษ์ ยักษ์แดงตัวแรก Core He Burning
1.0 9.33 2.57 0.76 0.13
1.6 2.28 0.03 0.12 0.13
2.0 1.20 0.01 0.02 0.28
5.0 0.10 0.0004 0.0003 0.02

องค์ประกอบทางเคมี

เมื่อดาวก่อตัวขึ้นในดาราจักรทางช้างเผือกในปัจจุบัน พวกมันประกอบด้วยไฮโดรเจนประมาณ 71% และฮีเลียม 27% [121]เมื่อวัดโดยมวล โดยมีองค์ประกอบที่หนักกว่าเพียงเล็กน้อย โดยปกติ ส่วนของธาตุหนักจะวัดในแง่ของปริมาณธาตุเหล็กในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ เนื่องจากธาตุเหล็กเป็นธาตุทั่วไปและเส้นดูดกลืนของธาตุเหล็กนั้นวัดได้ค่อนข้างง่าย ส่วนขององค์ประกอบที่หนักกว่าอาจเป็นตัวบ่งชี้ถึงความเป็นไปได้ที่ดาวฤกษ์จะมีระบบดาวเคราะห์ [122]

ดาวฤกษ์ที่มีปริมาณธาตุเหล็กต่ำที่สุดที่เคยวัดได้คือดาวแคระ HE1327-2326 ซึ่งมีธาตุเหล็กเพียง 1/200,000 ของดวงอาทิตย์ [123]ในทางตรงกันข้าม ดาวฤกษ์ที่อุดมด้วยโลหะมากμ Leonisมีธาตุเหล็กมากกว่าดวงอาทิตย์เกือบสองเท่า ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีดาวเคราะห์14 Herculisมีธาตุเหล็กเกือบสามเท่า [124]ดาวฤกษ์ที่มีลักษณะเฉพาะทางเคมีแสดงองค์ประกอบบางอย่างที่ผิดปกติในสเปกตรัม โดยเฉพาะโครเมียมและธาตุหายาก [125]ดาวฤกษ์ที่มีชั้นบรรยากาศภายนอกที่เย็นกว่า รวมทั้งดวงอาทิตย์ สามารถก่อตัวเป็นโมเลกุลไดอะตอมมิกและโพลิอะตอมิกต่างๆ [126]

เส้นผ่านศูนย์กลาง

ดาวฤกษ์ที่รู้จักกันดีบางดวงที่มีสีชัดเจนและขนาดสัมพันธ์กัน

เนื่องจากระยะห่างจากโลกอย่างมาก ดาวทุกดวงยกเว้นดวงอาทิตย์จึงปรากฏด้วยตาเปล่าเป็นจุดส่องแสงบนท้องฟ้ายามค่ำคืนที่ส่องแสงระยิบระยับเนื่องจากผลกระทบของชั้นบรรยากาศของโลก ดวงอาทิตย์อยู่ใกล้โลกมากพอที่จะปรากฏเป็นจานแทน และให้แสงสว่าง นอกจากดวงอาทิตย์แล้ว ดาวฤกษ์ที่มีขนาดปรากฏที่ใหญ่ที่สุดคือR Doradusซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมเพียง0.057 arcseconds [127]

ดิสก์ของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีขนาดเล็กเกินไปในขนาดเชิงมุมที่จะสังเกตได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ออปติคัลบนพื้นดินในปัจจุบัน ดังนั้นกล้องโทรทรรศน์อินเทอ ร์เฟอโร มิเตอร์จึงจำเป็นในการสร้างภาพของวัตถุเหล่านี้ อีกเทคนิคหนึ่งในการวัดขนาดเชิงมุมของดาวคือผ่านการบดบัง โดยการวัดความสว่างที่ลดลงของดาวฤกษ์อย่างแม่นยำในขณะที่ดวงจันทร์ บดบัง (หรือความสว่างที่เพิ่มขึ้นเมื่อปรากฏขึ้นอีกครั้ง) จะสามารถคำนวณเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของดาวได้ [128]

ดาวมีขนาดตั้งแต่ดาวนิวตรอนซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางตั้งแต่ 20 ถึง 40 กม. (25 ไมล์) ไปจนถึงซุปเปอร์ไจ แอนต์ อย่าง เบเทล จุสในกลุ่มดาวนายพรานซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,000 เท่าของดวงอาทิตย์[129] [130]ด้วยความหนาแน่นต่ำกว่ามาก [131]

จลนศาสตร์

กลุ่มดาวลูกไก่ซึ่งเป็นกระจุกดาวเปิดในกลุ่มดาวราศีพฤษภ ดาวเหล่านี้มีการเคลื่อนไหวร่วมกันในอวกาศ [132]

การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ที่สัมพันธ์กับดวงอาทิตย์สามารถให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์เกี่ยวกับการกำเนิดและอายุของดาวฤกษ์ ตลอดจนโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาราจักรโดยรอบ องค์ประกอบของการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ประกอบด้วยความเร็วในแนวรัศมีเข้าหาหรือออกจากดวงอาทิตย์ และการเคลื่อนที่เชิงมุมในแนวขวาง ซึ่งเรียกว่าการเคลื่อนที่ที่เหมาะสม

ความเร็วในแนวรัศมีวัดจากการเลื่อนดอปเปลอร์ของเส้นสเปกตรัมของดาวและกำหนดเป็นหน่วย km / s การเคลื่อนที่ที่เหมาะสมของดาวฤกษ์แบบพารัลแลกซ์ ถูกกำหนดโดยการวัดทางดาราศาสตร์ที่แม่นยำในหน่วยมิลลิวินาที (mas) ต่อปี ด้วยความรู้เกี่ยวกับพารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์และระยะทางของมัน จึงสามารถคำนวณความเร็วเคลื่อนที่ที่เหมาะสมได้ เมื่อรวมกับความเร็วในแนวรัศมีแล้ว ก็สามารถคำนวณความเร็วรวมได้ ดาวที่มีอัตราการเคลื่อนไหวที่เหมาะสมสูงมักจะอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มาก ทำให้เป็นตัวเลือกที่ดีสำหรับการวัดพารัลแลกซ์ [133]

เมื่อทราบอัตราการเคลื่อนที่ทั้งสองแล้วสามารถคำนวณความเร็วอวกาศ ของดาวฤกษ์ที่สัมพันธ์กับดวงอาทิตย์หรือดาราจักรได้ ในบรรดาดาวฤกษ์ใกล้เคียง พบว่าดาวฤกษ์อายุน้อยกว่าดาวฤกษ์ประเภท II โดยทั่วไปมีความเร็วต่ำกว่าดาวฤกษ์ประเภท II ที่มีอายุมากกว่า ส่วนหลังมีวงโคจรเป็นวงรีซึ่งเอียงไปทางระนาบของดาราจักร [134]การเปรียบเทียบจลนศาสตร์ของดาวฤกษ์ใกล้เคียงทำให้นักดาราศาสตร์สามารถติดตามต้นกำเนิดของพวกมันไปยังจุดร่วมในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ได้ [135]

สนามแม่เหล็ก

สนามแม่เหล็กที่พื้นผิวของSU Aur (ดาวฤกษ์อายุน้อยประเภท T Tauri ) สร้างขึ้นใหม่ด้วยวิธีการสร้างภาพ Zeeman–Doppler

สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์ถูกสร้างขึ้นภายในบริเวณภายในที่มีการหมุนเวียนพาความร้อน การเคลื่อนที่ของพลาสมานำไฟฟ้านี้ทำหน้าที่เหมือนไดนาโมซึ่งการเคลื่อนที่ของประจุไฟฟ้าทำให้เกิดสนามแม่เหล็ก เช่นเดียวกับไดนาโมเชิงกล สนามแม่เหล็กเหล่านั้นมีช่วงกว้างที่ขยายไปทั่วและเกินกว่าดาวฤกษ์ ความแรงของสนามแม่เหล็กจะแปรผันตามมวลและองค์ประกอบของดาวฤกษ์ และปริมาณกิจกรรมที่พื้นผิวแม่เหล็กจะขึ้นอยู่กับอัตราการหมุนของดาว กิจกรรมพื้นผิวนี้ทำให้เกิดจุดดาวซึ่งเป็นบริเวณที่มีสนามแม่เหล็กแรงสูงและต่ำกว่าอุณหภูมิพื้นผิวปกติ โคโรนาลลูปกำลังโค้งเส้นฟลักซ์ของสนามแม่เหล็กที่พุ่งขึ้นจากพื้นผิวดาวสู่ชั้นบรรยากาศภายนอกของดาวฤกษ์ นั่นคือโคโรนาของมัน สามารถมองเห็นโคโรนัลลูปได้เนื่องจากพลาสมาที่ไหลไปตามความยาว เปลวไฟจากดาวฤกษ์เป็นการปะทุของอนุภาคพลังงานสูงที่ปล่อยออกมาจากกิจกรรมแม่เหล็กเดียวกัน [136]

ดาวฤกษ์อายุน้อยที่หมุนเร็วมักจะมีกิจกรรมพื้นผิวสูงเนื่องจากสนามแม่เหล็ก สนามแม่เหล็กสามารถกระทำกับลมของดาวฤกษ์ โดยทำหน้าที่เป็นเบรกเพื่อชะลออัตราการหมุนตามเวลา ดังนั้นดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าเช่นดวงอาทิตย์จึงมีอัตราการหมุนรอบที่ช้ากว่ามากและมีกิจกรรมพื้นผิวในระดับที่ต่ำกว่า ระดับกิจกรรมของดาวฤกษ์ที่หมุนช้าๆ มักจะแปรผันตามวัฏจักรและสามารถปิดตัวลงพร้อมกันได้ในช่วงระยะเวลาหนึ่ง [137]ระหว่างช่วงMaunder Minimumตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์เข้าสู่ช่วง 70 ปีโดยแทบไม่มีจุดบอดบนดวงอาทิตย์เลย [138]

มวล

หนึ่งในดาวมวลสูงที่สุดที่รู้จักคือEta Carinae [ 139]ซึ่งมีมวล 100–150 เท่าของดวงอาทิตย์ จะมีอายุขัยเพียงไม่กี่ล้านปี การศึกษากระจุกดาวเปิดที่มีมวลมากที่สุดชี้ให้เห็น 150  M เป็นขีดจำกัดบนคร่าวๆ สำหรับดาวฤกษ์ในยุคปัจจุบันของจักรวาล [140]นี่แสดงถึงค่าเชิงประจักษ์สำหรับขีดจำกัดทางทฤษฎีเกี่ยวกับมวลของดาวที่กำลังก่อตัวเนื่องจากความดันการแผ่รังสีที่เพิ่มขึ้นบนเมฆก๊าซที่เพิ่มจำนวนขึ้น ดาวหลายดวงในกระจุก R136ในเมฆแมเจลแลนใหญ่ถูกวัดด้วยมวลที่ใหญ่กว่า[141]แต่ได้รับการพิจารณาแล้วว่าสามารถสร้างขึ้นได้จากการชนกันและการรวมตัวของดาวมวลสูงในระบบดาวคู่แบบใกล้ โดยเลี่ยงขีดจำกัด 150 M ในการก่อตัวดาวมวลมาก [142]

เนบิวลาสะท้อนแสง NGC 1999ส่องสว่างด้วยV380 Orionis ท้องฟ้าสีดำเป็นหลุมกว้างใหญ่ของพื้นที่ว่างและไม่ใช่เนบิวลามืดอย่างที่คิดไว้ก่อนหน้านี้

ดาวฤกษ์ดวงแรกที่ก่อตัวหลังจากบิกแบงอาจมีขนาดใหญ่กว่าถึง 300 โม ลาร์[143]เนื่องจากขาดองค์ประกอบที่หนักกว่าลิเธียมในองค์ประกอบของมันอย่างสมบูรณ์ ดาวฤกษ์ III ที่มีประชากรมวลมหาศาลรุ่นนี้น่าจะมีอยู่ในเอกภพยุคแรกๆ (กล่าวคือ มีการสังเกตพบว่ามีการ redshift สูง) และอาจเริ่มการผลิตองค์ประกอบทางเคมีที่หนักกว่าไฮโดรเจนที่จำเป็นสำหรับการก่อตัวในภายหลังของ ดาวเคราะห์และชีวิต ในเดือนมิถุนายน 2015 นักดาราศาสตร์รายงานหลักฐานของดาว Population III ใน กาแลค ซีCosmos Redshift 7ที่z = 6.60 [144] [145]

ด้วยมวลเพียง 80 เท่าของดาวพฤหัสบดี ( M J ) 2MASS J0523-1403เป็นดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดที่รู้จักกันซึ่งเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันในแกนกลางของมัน [146]สำหรับดาวฤกษ์ที่มีความเป็นโลหะคล้ายกับดวงอาทิตย์ มวลต่ำสุดตามทฤษฎีที่ดาวสามารถมีได้และยังคงเกิดการหลอมรวมที่แกนกลาง คาดว่าจะอยู่ที่ประมาณ75 MJ [147] [148]เมื่อความเป็นโลหะต่ำมาก ขนาดดาวต่ำสุดน่าจะอยู่ที่ประมาณ 8.3% ของมวลดวงอาทิตย์ หรือประมาณ87 MJ . [148] [149]วัตถุขนาดเล็กกว่าที่เรียกว่าดาวแคระน้ำตาลครอบครองพื้นที่สีเทาที่กำหนดไว้ไม่ดีระหว่างดาวฤกษ์และก๊าซยักษ์[147] [148]

การรวมกันของรัศมีและมวลของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดแรงโน้มถ่วงที่พื้นผิวของมัน ดาวยักษ์มีความโน้มถ่วงที่พื้นผิวต่ำกว่าดาวในแถบลำดับหลักมาก ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่เสื่อมโทรมและยุบตัว เช่น ดาวแคระขาว ความโน้มถ่วงที่พื้นผิวสามารถส่งผลต่อลักษณะที่ปรากฏของสเปกตรัมของดาวฤกษ์ ด้วยความโน้มถ่วงที่สูงกว่าทำให้เกิดเส้นดูดกลืน ที่กว้าง ขึ้น [33]

การหมุน

อัตราการหมุนของดาวสามารถกำหนดได้โดยใช้การวัดทางสเปกโตรสโกปี ดาวอายุน้อยสามารถหมุนได้เร็วกว่า 100 กม./วินาทีที่เส้นศูนย์สูตร ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์คลาส B Achernarมีความเร็วเส้นศูนย์สูตรประมาณ 225 กม./วินาที หรือมากกว่า ทำให้เส้นศูนย์สูตรนูนออกไปด้านนอกและทำให้มีเส้นผ่านศูนย์กลางเส้นศูนย์สูตรที่มากกว่าระหว่างขั้วมากกว่า 50% อัตราการหมุนนี้ต่ำกว่าความเร็ววิกฤตที่ 300 กม./วินาที ที่ความเร็วที่ดาวจะแตกออกจากกัน [150]ในทางตรงกันข้าม ดวงอาทิตย์โคจรรอบทุกๆ 25–35 วัน ขึ้นอยู่กับละติจูด[151]ด้วยความเร็วเส้นศูนย์สูตร 1.93 กม./วินาที [152]สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักและลมของดาวฤกษ์ทำให้การหมุนช้าลงอย่างมากในขณะที่วิวัฒนาการในลำดับหลัก[153]

ดาวฤกษ์ที่เสื่อมสภาพได้หดตัวลงในมวลอัดแน่น ส่งผลให้มีอัตราการหมุนรอบอย่างรวดเร็ว อย่างไรก็ตาม พวกมันมีอัตราการหมุนที่ค่อนข้างต่ำเมื่อเทียบกับสิ่งที่คาดหวังจากการรักษาโมเมนตัมเชิงมุม—แนวโน้มของตัววัตถุที่หมุนเพื่อชดเชยการหดตัวของขนาดโดยการเพิ่มอัตราการหมุนของมัน โมเมนตัมเชิงมุมของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่สลายตัวเนื่องจากการสูญเสียมวลผ่านลมของดาวฤกษ์ [154]อย่างไรก็ตาม อัตราการหมุนของพัลซาร์นั้นเร็วมาก พัลซาร์ที่ใจกลางเนบิวลาปูเช่น หมุน 30 ครั้งต่อวินาที [155]อัตราการหมุนของพัลซาร์จะค่อยๆ ช้าลงเนื่องจากการแผ่รังสี [16]

อุณหภูมิ

อุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักถูกกำหนดโดยอัตราการผลิตพลังงานของแกนกลางและรัศมีของดาวฤกษ์ และมักประมาณจากดัชนีสีของ ดาว [157]โดยปกติอุณหภูมิจะได้รับในแง่ของ อุณหภูมิที่ มีประสิทธิภาพซึ่งเป็นอุณหภูมิของวัตถุสีดำในอุดมคติที่แผ่พลังงานออกมาที่ระดับความสว่างเท่ากันต่อพื้นที่ผิวของดาวฤกษ์ อุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพเป็นเพียงตัวแทนของพื้นผิว เมื่ออุณหภูมิเพิ่มขึ้นไปยังแกนกลาง [158]อุณหภูมิในบริเวณแกนกลางของดาวฤกษ์คือหลายล้าน  เค วิน [159]

อุณหภูมิของดาวจะเป็นตัวกำหนดอัตราการแตกตัวเป็นไอออนของธาตุต่างๆ ส่งผลให้เส้นดูดกลืนแสงในสเปกตรัมมีลักษณะเฉพาะ อุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ พร้อมด้วยขนาดสัมบูรณ์ที่ มองเห็นได้ และการดูดกลืนแสง ใช้เพื่อจำแนกดาวฤกษ์ (ดูการจำแนกประเภทด้านล่าง) [33]

ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักขนาดมหึมาอาจมีอุณหภูมิพื้นผิว 50,000 เค ดาวฤกษ์ขนาดเล็กกว่า เช่น ดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิพื้นผิวไม่กี่พันเค ดาวยักษ์แดงมีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างต่ำประมาณ 3,600 เค; แต่มีความสว่างสูงเนื่องจากพื้นที่ผิวภายนอกที่ใหญ่ [160]

รังสี

พลังงานที่ผลิตโดยดาวฤกษ์ซึ่งเป็นผลิตภัณฑ์ของนิวเคลียร์ฟิวชันจะแผ่ออกสู่อวกาศเป็นทั้งรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าและ การแผ่รังสี ของอนุภาค การแผ่รังสีของอนุภาคที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ปรากฏเป็นลมดาวฤกษ์[161]ซึ่งไหลจากชั้นนอกเป็นโปรตอน ที่มีประจุไฟฟ้า และ อนุภาคอั ฟาและบีตา กระแสนิวตริโนที่เกือบจะไร้มวลซึ่งไหลออกมาจากแกนกลางของดาวฤกษ์โดยตรง [162]

การผลิตพลังงานที่แกนกลางเป็นเหตุผลที่ดาวส่องแสงเจิดจ้ามาก ทุกครั้งที่นิวเคลียสอะตอมตั้งแต่สองนิวเคลียสขึ้นไปรวมกันเป็นนิวเคลียสอะตอม เดี่ยว ของธาตุที่หนักกว่าใหม่โฟตอนรังสีแกมมา จะถูกปลดปล่อยออกจากผลิตภัณฑ์นิวเคลียร์ฟิวชัน พลังงานนี้จะถูกแปลงเป็นพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้า รูปแบบอื่นที่ มีความถี่ต่ำกว่า เช่น แสงที่มองเห็นได้ เมื่อไปถึงชั้นนอกของดาวฤกษ์ [163]

สีของดาวฤกษ์ซึ่งกำหนดโดยความถี่ ที่รุนแรงที่สุด ของแสงที่มองเห็นได้นั้น ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของชั้นนอกของดาวฤกษ์ ซึ่งรวมถึงโฟโตสเฟียร์ ของดาวฤกษ์ ด้วย [164]นอกจากแสงที่มองเห็นได้ ดาวยังปล่อยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าในรูปแบบที่ตามนุษย์ มอง ไม่ เห็น อันที่จริง การแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของดาวฤกษ์ครอบคลุมสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ทั้งหมด ตั้งแต่ความยาวคลื่น ที่ยาวที่สุด ของคลื่นวิทยุผ่านอินฟราเรดแสงที่มองเห็นได้รังสีอัลตราไวโอเลต ไปจนถึง รังสีเอกซ์ที่สั้นที่สุดและรังสีแกมมา จากมุมมองของพลังงานทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ ไม่ใช่องค์ประกอบทั้งหมดของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของดาวฤกษ์ที่มีนัยสำคัญ แต่ความถี่ทั้งหมดจะให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับฟิสิกส์ของดาวฤกษ์ [162]

การใช้สเปกตรัมของดาวฤกษ์นักดาราศาสตร์สามารถกำหนดอุณหภูมิพื้นผิว ความโน้มถ่วง ของพื้นผิว ความเป็นโลหะ และความเร็วการหมุน ของดาวได้ หากพบระยะห่างของดาวฤกษ์ เช่น โดยการวัดพารัลแลกซ์ ก็จะสามารถคำนวณความส่องสว่างของดาวได้ มวล รัศมี ความโน้มถ่วงของพื้นผิว และระยะเวลาการหมุนสามารถประมาณได้จากแบบจำลองของดวงดาว (มวลสามารถคำนวณสำหรับดาวฤกษ์ในระบบ ดาวคู่ โดยการวัดความเร็วและระยะทางโคจรของพวกมันไมโครเลนส์ความโน้มถ่วงถูกนำมาใช้ในการวัดมวลของดาวฤกษ์ดวงเดียว[165] ) ด้วยพารามิเตอร์เหล่านี้ นักดาราศาสตร์สามารถประเมินอายุของดาวฤกษ์ได้ [166]

ความส่องสว่าง

ความส่องสว่างของดาวฤกษ์คือปริมาณของแสงและพลังงานการแผ่รังสี รูปแบบอื่นๆ ที่ มันแผ่ออกไปต่อหน่วยเวลา มีหน่วยของกำลังความส่องสว่างของดาวฤกษ์ถูกกำหนดโดยรัศมีและอุณหภูมิพื้นผิวของมัน ดาวฤกษ์หลายดวงไม่แผ่รังสีอย่างสม่ำเสมอบนพื้นผิวทั้งหมด ตัวอย่างเช่น ดาวVega ที่หมุนอย่างรวดเร็ว มีฟลักซ์พลังงาน (กำลังต่อหน่วยพื้นที่) ที่ขั้วสูงกว่าตามแนวเส้นศูนย์สูตร[167]

พื้นผิวของดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิและความส่องสว่างต่ำกว่าค่าเฉลี่ยเรียกว่าจุดประกายดาว ดาวแคระขนาดเล็กเช่นดวงอาทิตย์ของเรามักมีจานที่ไม่มีลักษณะเฉพาะโดยพื้นฐานแล้วมีเพียงจุดดาวขนาดเล็กเท่านั้น ดาว ยักษ์มีจุดดวงดาวที่ใหญ่กว่าและชัดเจนกว่ามาก[168]และพวกมันแสดงการมืดลงของ ดาวฤกษ์ที่แข็งแกร่ง นั่นคือความสว่างจะลดลงไปทางขอบของดิสก์ดาว [169]ดาวฤกษ์แคระแดงที่ลุกเป็นไฟเช่นUV Cetiอาจมีลักษณะเด่นของจุดดาว [170]

ขนาด

ความสว่าง ที่ปรากฎ ของดาวฤกษ์นั้นแสดงในแง่ของขนาดที่ปรากฏ เป็นหน้าที่ของความส่องสว่างของดาวฤกษ์ ระยะห่างจากโลก การสูญพันธุ์ของฝุ่นและก๊าซในอวกาศ และการเปลี่ยนแปลงของแสงของดาวฤกษ์เมื่อผ่านชั้นบรรยากาศของโลก ขนาดที่แท้จริงหรือสัมบูรณ์นั้นเกี่ยวข้องโดยตรงกับความส่องสว่างของดาวฤกษ์ และเป็นขนาดที่ชัดแจ้งของดาวฤกษ์ หากระยะห่างระหว่างโลกกับดาวฤกษ์คือ 10 พาร์เซก (32.6 ปีแสง) [171]

จำนวนดาวที่สว่างกว่าขนาด

ขนาดที่ ชัดเจน
จำนวน 
ดาว[172]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1,602
6 4,800
7 14,000

ทั้งมาตราส่วนขนาดปรากฏและขนาดสัมบูรณ์เป็นหน่วยลอการิทึมความแตกต่างของจำนวนเต็มหนึ่งขนาดเท่ากับความแปรผันของความสว่างประมาณ 2.5 เท่า[173] ( รากที่ 5ของ 100 หรือประมาณ 2.512) ซึ่งหมายความว่าดาวฤกษ์ดวงแรก (+1.00) สว่างกว่าดาวฤกษ์ขนาดวินาที (+2.00) 2.5 เท่า และสว่างกว่า ดาวฤกษ์ดวงที่ 6 (+6.00) ประมาณ 100 เท่า ดาวฤกษ์ที่จางที่สุดที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าภายใต้สภาวะการมองเห็นที่ดีมีค่าประมาณ +6 [174]

บนสเกลทั้งขนาดปรากฏและขนาดสัมบูรณ์ ยิ่งจำนวนขนาดน้อยเท่าใด ดาวก็จะยิ่งสว่างขึ้น ยิ่งเลขมากเท่าไร ดาวก็ยิ่งจางลงเท่านั้น ดาวที่สว่างที่สุดในสเกลทั้งสองมีตัวเลขขนาดลบ ความแปรผันของความสว่าง (Δ L ) ระหว่างดาวสองดวงคำนวณโดยการลบจำนวนขนาดของดาวที่สว่างกว่า ( m b ) ออกจากจำนวนขนาดของดาวที่จางลง ( m f ) จากนั้นใช้ผลต่างเป็นเลขชี้กำลังสำหรับเลขฐาน 2.512; กล่าวคือ:

สัมพันธ์กับความส่องสว่างและระยะห่างจากโลก ขนาดสัมบูรณ์ของดาวฤกษ์ ( M ) และขนาดปรากฏ ( ม. ) ไม่เท่ากัน[173]ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์สว่าง Sirius มีขนาดปรากฏที่ −1.44 แต่มีขนาดสัมบูรณ์ที่ +1.41

ดวงอาทิตย์มีขนาดปรากฏ −26.7 แต่ขนาดสัมบูรณ์อยู่ที่ +4.83 เท่านั้น ซิเรียส ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในท้องฟ้ายามราตรีเมื่อมองจากพื้นโลก มีความสว่างมากกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 23 เท่า ในขณะที่Canopusซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดเป็นอันดับสองในท้องฟ้ายามค่ำคืนที่มีขนาดสัมบูรณ์ −5.53 มีความสว่างมากกว่าประมาณ 14,000 เท่า ดวงอาทิตย์. แม้ว่า Canopus จะส่องสว่างมากกว่า Sirius อย่างมาก แต่ดาวดวงหลังก็สว่างกว่าทั้งสองดวง ทั้งนี้เนื่องจากซิเรียสอยู่ห่างจากโลกเพียง 8.6 ปีแสง ขณะที่ Canopus อยู่ห่างออกไป 310 ปีแสงมาก [175]

ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดที่รู้จักนั้นมีขนาดสัมบูรณ์ประมาณ -12 ซึ่งสอดคล้องกับความส่องสว่างของดวงอาทิตย์ถึง 6 ล้านเท่า [176]ในทางทฤษฎี ดาวฤกษ์ที่ส่องสว่างน้อยที่สุดอยู่ที่ขอบล่างของมวล ซึ่งดาวฤกษ์สามารถรองรับการหลอมรวมของไฮโดรเจนในแกนกลางได้ ดาวที่อยู่เหนือขีดจำกัดนี้อยู่ในกระจุกดาวNGC 6397 ดาวแคระแดงที่จางที่สุดในกระจุกคือขนาด 15 สัมบูรณ์ ในขณะที่ดาวแคระขาวขนาด 17 ดวงถูกค้นพบแล้ว [177] [178]

การจำแนกประเภท

ช่วงอุณหภูมิพื้นผิวสำหรับ
กลุ่มดาวต่างๆ[179]
ระดับ อุณหภูมิ ดาวตัวอย่าง
อู๋ 33,000 K ขึ้นไป Zeta Ophiuchi
บี 10,500–30,000 K Rigel
อา 7,500–10,000 K อัลแทร์
F 6,000–7,200 K Procyon A
จี 5,500–6,000 K ดวงอาทิตย์
K 4,000–5,250 K Epsilon Indi
เอ็ม 2,600–3,850 K พรอกซิมา เซ็นทอรี

ระบบการจำแนกดาวฤกษ์ในปัจจุบันมีต้นกำเนิดในช่วงต้นศตวรรษที่ 20 เมื่อดาวถูกจำแนกจากAถึงQตามความแรงของเส้นไฮโดรเจน [180]คิดว่าความแรงของเส้นไฮโดรเจนเป็นฟังก์ชันเชิงเส้นอย่างง่ายของอุณหภูมิ แต่มันซับซ้อนกว่านั้น: มันแข็งแกร่งขึ้นด้วยอุณหภูมิที่เพิ่มขึ้น จุดสูงสุดใกล้ 9000 K และลดลงที่อุณหภูมิที่สูงขึ้น การจำแนกประเภทได้รับการจัดลำดับใหม่ตามอุณหภูมิซึ่งใช้รูปแบบที่ทันสมัย [181]

ดาวจะได้รับการจำแนกประเภทด้วยอักษรตัวเดียวตามสเปกตรัมของดาว ตั้งแต่ประเภทOซึ่งร้อนมาก ไปจนถึงMซึ่งเย็นจนโมเลกุลอาจก่อตัวขึ้นในชั้นบรรยากาศ การจำแนกประเภทหลักตามลำดับอุณหภูมิพื้นผิวที่ลด ลงได้แก่O, B, A, F, G, KและM สเปกตรัมหายากหลายประเภทได้รับการจำแนกประเภทพิเศษ ประเภทที่พบบ่อยที่สุดคือประเภทLและTซึ่งจำแนกดาวมวลต่ำที่เย็นที่สุดและดาวแคระน้ำตาล ตัวอักษรแต่ละตัวมี 10 หมวดย่อย ตัวเลขตั้งแต่ 0 ถึง 9 ตามลำดับอุณหภูมิที่ลดลง อย่างไรก็ตาม ระบบนี้จะสลายตัวที่อุณหภูมิสูงมากเป็นคลาสO0และO1อาจไม่มีอยู่ [182]

นอกจากนี้ ดาวฤกษ์อาจถูกจำแนกตามผลของความส่องสว่างที่พบในเส้นสเปกตรัมของดาว ซึ่งสอดคล้องกับขนาดเชิงพื้นที่ของดาวฤกษ์และถูกกำหนดโดยแรงโน้มถ่วงที่พื้นผิวของดาว ช่วงเหล่านี้มีตั้งแต่0 ( ไฮเปอร์ไจแอ นต์ ) ถึงIII ( ยักษ์ ) ถึงV (ดาวแคระในลำดับหลัก); ผู้เขียนบางคนเพิ่มVII (ดาวแคระขาว) ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักตกลงไปตามแถบเส้นทแยงมุมแคบเมื่อสร้างกราฟตามขนาดสัมบูรณ์และประเภทสเปกตรัม [182]ดวงอาทิตย์เป็นดาวแคระเหลืองลำดับหลักG2Vที่มีอุณหภูมิปานกลางและขนาดปกติ [183]

มีการตั้งชื่อเพิ่มเติมในรูปแบบของอักษรตัวพิมพ์เล็กที่เพิ่มที่ส่วนท้ายของประเภทสเปกตรัมเพื่อระบุลักษณะเฉพาะของสเปกตรัม ตัวอย่างเช่น " e " สามารถบ่งบอกถึงการมีอยู่ของสายการปล่อยมลพิษ " m " หมายถึงระดับโลหะที่รุนแรงผิดปกติ และ " var " อาจหมายถึงการแปรผันของประเภทสเปกตรัม [182]

ดาวแคระขาวมีคลาสของตัวเองที่ขึ้นต้นด้วยตัวอักษรD แบ่งย่อยเพิ่มเติมเป็นคลาสDA , DB , DC , DO , DZและDQขึ้นอยู่กับประเภทของเส้นที่โดดเด่นที่พบในสเปกตรัม ตามด้วยค่าตัวเลขที่ระบุอุณหภูมิ [184]

ดาวตัวแปร

ลักษณะที่ไม่สมมาตรของMiraซึ่งเป็นดาวแปรผันที่สั่นไหว

ดาวฤกษ์แปรผันมีการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างเป็นระยะหรือแบบสุ่มเนื่องจากคุณสมบัติภายในหรือภายนอก ในบรรดาดาวฤกษ์ที่แปรผันได้ภายในนั้น ประเภทปฐมภูมิสามารถแบ่งย่อยได้เป็นสามกลุ่มหลัก

ในระหว่างการวิวัฒนาการของดาว ดาวฤกษ์บางดวงจะผ่านช่วงที่พวกมันสามารถกลายเป็นตัวแปรที่เต้นเป็นจังหวะได้ ดาวแปรผันที่เต้นเป็นจังหวะจะแตกต่างกันไปตามรัศมีและความส่องสว่างเมื่อเวลาผ่านไป โดยจะขยายตัวและหดตัวตามช่วงเวลาตั้งแต่นาทีไปจนถึงหลายปี ขึ้นอยู่กับขนาดของดาว หมวดหมู่นี้รวมถึงดาวที่มีลักษณะคล้าย Cepheid และ Cepheid และ ตัวแปรระยะ ยาวเช่นMira [185]

ตัวแปรการปะทุคือดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างเพิ่มขึ้นอย่างกะทันหันเนื่องจากแสงแฟลร์หรือเหตุการณ์การดีดออกจำนวนมาก [185]กลุ่มนี้รวมถึง protostars, Wolf-Rayet stars และ flare stars เช่นเดียวกับดาวยักษ์และ supergiant

ดาวแปรผันแบบหายนะหรือแบบระเบิดคือดาวที่มีการเปลี่ยนแปลงคุณสมบัติอย่างมาก กลุ่มนี้รวมถึง โน วาและซุปเปอร์โนวา ระบบดาวคู่ที่มีดาวแคระขาวอยู่ใกล้ ๆ สามารถสร้างการระเบิดของดาวฤกษ์ที่น่าตื่นตาเหล่านี้ได้บางประเภท รวมทั้งโนวาและซุปเปอร์โนวาประเภท 1a [82]การระเบิดเกิดขึ้นเมื่อดาวแคระขาวเพิ่มไฮโดรเจนจากดาวข้างเคียง สร้างมวลจนไฮโดรเจนเกิดการหลอมรวม [186]โนวาบางส่วนเกิดขึ้นอีก โดยมีการปะทุเป็นระยะๆ ที่มีแอมพลิจูดปานกลาง [185]

ดาวฤกษ์สามารถเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างได้เนื่องจากปัจจัยภายนอก เช่น คู่แฝดสุริยุปราคา เช่นเดียวกับดาวที่หมุนรอบซึ่งทำให้เกิดจุดดาวสุดขั้ว [185]ตัวอย่างที่น่าสังเกตของไบนารีการอุปราคาคือ Algol ซึ่งมีขนาดแตกต่างกันอย่างสม่ำเสมอตั้งแต่ 2.1 ถึง 3.4 ในช่วง 2.87 วัน [187]

โครงสร้าง

โครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่มีมวลแสดงเป็นมวลดวงอาทิตย์ เขตพาความร้อนที่มีวงรอบลูกศร และเขตแผ่รังสีที่มีแสงวาบสีแดง จากซ้ายไปขวาดาวแคระแดง ดาวแคระเหลืองและดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักสีน้ำเงิน-ขาว

ภายในของดาวฤกษ์ที่มีความเสถียรอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต : แรงที่กระทำต่อปริมาตรน้อยใดๆ เกือบจะถ่วงดุลซึ่งกันและกัน แรงที่สมดุลคือแรงโน้มถ่วงภายในและแรงภายนอกเนื่องจากการไล่ระดับ ความดัน ภายในดาว การไล่ระดับความดันถูกกำหนดโดยการไล่ระดับอุณหภูมิของพลาสมา ส่วนนอกของดาวนั้นเย็นกว่าแกนกลาง อุณหภูมิที่แกนกลางของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักหรือดาวยักษ์อย่างน้อยต้องมีค่า 10 7 K อุณหภูมิและความดันที่เกิดขึ้นที่แกนที่เผาไหม้ด้วยไฮโดรเจนของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักนั้นเพียงพอสำหรับ การเกิด ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันและพลังงานที่เพียงพอ ที่จะผลิตเพื่อป้องกันการยุบตัวของดาวต่อไป[188] [189]

เนื่องจากนิวเคลียสของอะตอมถูกหลอมรวมในแกนกลาง พวกมันจึงปล่อยพลังงานออกมาในรูปของรังสีแกมมา โฟตอนเหล่านี้มีปฏิสัมพันธ์กับพลาสมาโดยรอบ เพิ่มพลังงานความร้อนที่แกนกลาง ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักจะเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม ทำให้เกิดสัดส่วนฮีเลียมในแกนกลางที่เพิ่มขึ้นอย่างช้าๆ แต่สม่ำเสมอ ในที่สุดปริมาณฮีเลียมจะกลายเป็นส่วนสำคัญ และการผลิตพลังงานจะหยุดที่แกนกลาง สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมากกว่า 0.4 โม ลา ร์ การหลอมรวมจะเกิดขึ้นในเปลือกที่ขยายตัวช้าๆ รอบแกนฮีเลียม ที่ เสื่อมสภาพ [190]

นอกจากสมดุลอุทกสถิตแล้ว ภายในของดาวฤกษ์คงตัวจะรักษาสมดุลพลังงานของสมดุลความร้อน มีการไล่ระดับอุณหภูมิในแนวรัศมีทั่วทั้งภายในซึ่งส่งผลให้มีการไหลของพลังงานไหลออกสู่ภายนอก กระแสพลังงานที่ไหลออกจากชั้นใดๆ ภายในดาวฤกษ์จะตรงกับกระแสที่ไหลเข้ามาจากด้านล่างทุกประการ [191]

เขตการแผ่รังสีเป็นบริเวณภายในของดาวฤกษ์ที่การไหลของพลังงานออกไปด้านนอกขึ้นอยู่กับการถ่ายเทความร้อนจากการแผ่รังสี เนื่องจากการถ่ายเทความร้อนแบบพาความร้อนในเขตนั้นไม่มีประสิทธิภาพ ในภูมิภาคนี้ พลาสมาจะไม่ถูกรบกวน และการเคลื่อนไหวของมวลใดๆ จะหายไป หากไม่เป็นเช่นนั้น พลาสมาจะไม่เสถียรและการพาความร้อนจะเกิดขึ้น ก่อตัวเป็นเขตพาความร้อน สิ่งนี้สามารถเกิดขึ้นได้ ตัวอย่างเช่น ในบริเวณที่มีการไหลของพลังงานสูงมาก เช่น ใกล้แกนกลางหรือในพื้นที่ที่มีความทึบ สูง (ทำให้การถ่ายเทความร้อนจากการแผ่รังสีไม่มีประสิทธิภาพ) เช่นเดียวกับในเปลือกนอก [189]

การพาความร้อนที่เปลือกนอกของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์หลายเท่าจะมีเขตพาความร้อนอยู่ลึกเข้าไปในภายในและมีเขตแผ่รังสีในชั้นนอก ดาวฤกษ์ที่เล็กกว่าอย่างดวงอาทิตย์อยู่ตรงข้ามกับโซนพาความร้อนที่ชั้นนอก [192]ดาวแคระแดงที่มีน้อยกว่า 0.4 โม ลา ร์ จะหมุนเวียนตลอด ซึ่งป้องกันการสะสมของแกนฮีเลียม [79]สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ เขตพาความร้อนจะแปรผันไปตามกาลเวลาเมื่ออายุของดาวและโครงสร้างภายในถูกดัดแปลง [189]

ภาพตัดขวางของดวงอาทิตย์

โฟโตสเฟียร์คือส่วนของดาวที่ผู้สังเกตการณ์มองเห็นได้ นี่คือชั้นที่พลาสมาของดาวกลายเป็นโปร่งใสต่อโฟตอนของแสง จากที่นี่ พลังงานที่เกิดขึ้นที่แกนกลางจะมีอิสระในการแพร่กระจายสู่อวกาศ มันอยู่ภายในโฟโตสเฟียร์ที่มีจุดดวงอาทิตย์ซึ่งเกิดขึ้นในบริเวณที่มีอุณหภูมิต่ำกว่าค่าเฉลี่ย[193]

เหนือระดับโฟโตสเฟียร์คือบรรยากาศของดวงดาว ในดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก เช่น ดวงอาทิตย์ ระดับต่ำสุดของชั้นบรรยากาศที่อยู่เหนือโฟโตสเฟียร์คือบริเวณโครโมสเฟียร์แบบบางซึ่งมี ส ปิคู ล ปรากฏขึ้นและเริ่มเกิดแสงแฟลร์ของดาว ด้านบนนี้คือบริเวณช่วงเปลี่ยนผ่าน ซึ่งอุณหภูมิจะเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วภายในระยะทางเพียง 100 กม. (62 ไมล์) ยิ่งไปกว่านั้นคือโคโรนาซึ่งเป็นปริมาตรของพลาสมาที่มีความร้อนสูงเกินไปซึ่งสามารถขยายออกสู่ภายนอกได้หลายล้านกิโลเมตร [194]การมีอยู่ของโคโรนาดูเหมือนจะขึ้นอยู่กับเขตพาความร้อนในชั้นนอกของดาว [192]แม้จะมีอุณหภูมิสูง แต่โคโรนาก็ปล่อยแสงน้อยมาก เนืองจากความหนาแน่นของก๊าซต่ำ[ ต้องการอ้างอิง ]โดยปกติบริเวณโคโรนาของดวงอาทิตย์จะมองเห็นได้เฉพาะในช่วงสุริยุปราคาเท่านั้น

จากโคโรนา ลมของอนุภาคพลาสม่าจากดาวฤกษ์จะขยายตัวออกจากดาวฤกษ์ จนกระทั่งมันทำปฏิกิริยากับสสารในอวกาศ สำหรับดวงอาทิตย์ อิทธิพลของลมสุริยะแผ่ขยายไปทั่วบริเวณรูปฟองสบู่ที่เรียกว่าเฮลิโอสเฟียร์ [195]

วิถีปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน

ภาพรวมของโปรตอน–โปรตอนเชน
วัฏจักรคาร์บอน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน

เมื่อนิวเคลียสหลอมรวม มวลของผลิตภัณฑ์ที่หลอมรวมจะน้อยกว่ามวลของชิ้นส่วนดั้งเดิม มวลที่สูญเสียไปนี้จะถูกแปลงเป็นพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้า ตามความสัมพันธ์สมมูลมวลและพลังงานE  =  mc 2 . [196]ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่หลากหลายเกิดขึ้นในแกนกลางของดาวฤกษ์ ซึ่งขึ้นอยู่กับมวลและองค์ประกอบของพวกมัน

กระบวนการหลอมไฮโดรเจนมีความไวต่ออุณหภูมิ ดังนั้นอุณหภูมิแกนกลางที่เพิ่มขึ้นในระดับปานกลางจะส่งผลให้อัตราการหลอมรวมเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ ด้วยเหตุนี้ อุณหภูมิแกนกลางของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักจึงแตกต่างกันไปตั้งแต่ 4 ล้านเคลวินสำหรับดาว M ขนาดเล็กไปจนถึง 40 ล้านเคลวินสำหรับดาวฤกษ์ O-class ขนาดใหญ่ [159]

ในดวงอาทิตย์ซึ่งมีแกน 16 ล้านเคลวิน ไฮโดรเจนจะหลอมรวมเป็นฮีเลียมในปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน-โปรตอน : [197]

4 1 H → 2 2 H + 2 e + + 2 ν e (2 x 0.4 M eV )
2 e + + 2 e → 2 γ (2 x 1.0 MeV)
2 1 H + 2 2 H → 2 3 He + 2 γ (2 x 5.5 MeV)
2 3เขา → 4เขา + 2 1 ชั่วโมง (12.9 MeV)

มีเส้นทางอื่นๆ อีกสองสามทาง ซึ่ง3 He และ4 He รวมกันเป็น7 Be ซึ่งในที่สุด (ด้วยการเติมโปรตอนอีกตัวหนึ่ง) จะให้4 He สองอัน ได้หนึ่ง

ปฏิกิริยาทั้งหมดนี้ส่งผลให้เกิดปฏิกิริยาโดยรวม:

4 1 H → 4 He + 2γ + 2ν e (26.7 MeV)

โดยที่ γ คือโฟตอนของรังสีแกมมา ν eคือนิวตริโน และ H และ He เป็นไอโซโทปของไฮโดรเจนและฮีเลียมตามลำดับ พลังงานที่ปล่อยออกมาจากปฏิกิริยานี้มีหน่วยเป็นล้านอิเล็กตรอนโวลต์ ปฏิกิริยาแต่ละอย่างสร้างพลังงานได้เพียงเล็กน้อย แต่เนื่องจากปฏิกิริยาเหล่านี้จำนวนมากเกิดขึ้นอย่างต่อเนื่อง พวกมันจึงผลิตพลังงานทั้งหมดที่จำเป็นต่อการคงปริมาณรังสีของดาวไว้ ในการเปรียบเทียบ การเผาไหม้ของโมเลกุลก๊าซไฮโดรเจนสองโมเลกุลกับโมเลกุลก๊าซออกซิเจนหนึ่งโมเลกุลจะปล่อยพลังงานออกมาเพียง 5.7 eV

ในดาวมวลมาก ฮีเลียมถูกผลิตขึ้นในวัฏจักรของปฏิกิริยาที่เร่งปฏิกิริยาด้วยคาร์บอนที่เรียกว่า วัฏจักร คาร์บอน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน [197]

ในดาวฤกษ์ที่พัฒนาแล้วซึ่งมีแกนที่ 100 ล้านเคลวินและมีมวลระหว่าง 0.5 ถึง 10 โม ลา ร์ ฮีเลียมสามารถเปลี่ยนเป็นคาร์บอนในกระบวนการ ทริป เปิลอัลฟาที่ใช้เบริลเลียม ธาตุกลาง : [197]

4เขา + 4เขา + 92 keV → 8* Be
4เขา + 8*เป็น + 67 keV → 12* C
12* C → 12 C + γ + 7.4 MeV

สำหรับปฏิกิริยาโดยรวมของ:

ภาพรวมของกระบวนการหลอมรวมต่อเนื่องกันในดาวมวลมาก
3 4เขา → 12 C + γ + 7.2 MeV

ในดาวมวลมาก องค์ประกอบที่หนักกว่าสามารถถูกเผาในแกนที่หดตัวผ่านกระบวนการเผาไหม้นีออนและ กระบวนการ เผา ผลาญ ออกซิเจน ขั้นตอนสุดท้ายในกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์คือกระบวนการเผาไหม้ซิลิกอนซึ่งส่งผลให้เกิดการผลิตไอโซโทปไอโซโทปที่เสถียร [197]การหลอมรวมเพิ่มเติมใดๆ จะเป็นกระบวนการดูดความร้อนที่ใช้พลังงาน ดังนั้นพลังงานเพิ่มเติมจะสามารถผลิตได้จากการยุบตัวของแรงโน้มถ่วงเท่านั้น

ระยะเวลาของเฟสหลักของการหลอมรวมสำหรับ  ดาว 20 M [198]

วัสดุ เชื้อเพลิง
อุณหภูมิ
(ล้านเคลวิน)
ความหนาแน่น
(กก./ซม. 3 )
ระยะเวลาการเผาไหม้
(τ เป็นปี)
ชม 37 0.0045 8.1 ล้าน
เขา 188 0.97 1.2 ล้าน
870 170 976
เน่ 1,570 3,100 0.6
อู๋ 1,980 5,550 1.25
ส/ซิ 3,340 33,400 0.0315

ดูสิ่งนี้ด้วย

อ้างอิง

  1. ^ "สเตอร์-" . พจนานุกรมนิรุกติศาสตร์ออนไลน์ สืบค้นเมื่อ14 กรกฎาคม 2021 .{{cite web}}: CS1 maint: url-status (link)
  2. อรรถเป็น ฟอร์บส์, จอร์จ (1909). ประวัติดาราศาสตร์ . ลอนดอน: Watts & Co. ISBN 978-1-153-62774-0.
  3. เฮเวลิอุส, โยฮันนิส (1690) Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia . กดานสค์
  4. ^ "ดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยากรีกโบราณ" . หอสมุดรัฐสภา. สืบค้นเมื่อ2016-05-19 .
  5. ^ การปรับสภาพ, คลอส "ปฏิทินโบราณอื่นๆ" . เว็บนิทรรศการ สืบค้นเมื่อ2006-12-10 .
  6. ฟอน สเปธ, โอเว (2000). "การออกเดทแผนที่ดาวอียิปต์ที่เก่าแก่ที่สุด" . เซนทอร์. 42 (3): 159–179. Bibcode : 2000Cent...42..159V . ดอย : 10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x . ดึงข้อมูลเมื่อ2007-10-21 .
  7. ^ เหนือ, จอห์น (1995). ประวัติดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยาของนอร์ตัน นิวยอร์กและลอนดอน: WW Norton & Company น.  30–31 . ISBN 978-0-393-03656-5.
  8. ^ เมอร์ดิน, พี. (2000). "Aristillus (ค. 200 ปีก่อนคริสตกาล)" สารานุกรมดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . Bibcode : 2000eaa..bookE3440. หนังสือ . ดอย : 10.1888/0333750888/3440 . ISBN 978-0-333-75088-9.
  9. ^ กราสชอฟ, เกิร์ด (1990). ประวัติดารารายการของปโตเลมี สปริงเกอร์. หน้า 1-5. ISBN 978-0-387-97181-0.
  10. ↑ Pinotsis , Antonios D. "ดาราศาสตร์ในเมืองโรดส์โบราณ " สาขาวิชาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ ดาราศาสตร์และกลศาสตร์ ภาควิชาฟิสิกส์ มหาวิทยาลัยเอเธนส์. ดึงข้อมูลเมื่อ2009-06-02
  11. ^ คลาร์ก ดีเอช ; สตีเฟนสัน, FR (1981-06-29) "ซุปเปอร์โนวาประวัติศาสตร์". ซุปเปอร์โนวา: การสำรวจงานวิจัยในปัจจุบัน การดำเนินการของสถาบันศึกษาขั้นสูง . เคมบริดจ์ สหราชอาณาจักร: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 355–370 Bibcode : 1982ASIC...90..355C .
  12. ^ จ้าว ฟู่หยวน; สตรอม, อาร์จี; เจียง, ซื่อหยาง (2006). "ดารารับเชิญในปี 185 ต้องเป็นซุปเปอร์โนวา" วารสารดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์จีน. 6 (5): 635–640. Bibcode : 2006ChJAA...6..635Z . ดอย : 10.1088/1009-9271/6/5/17 .
  13. ^ "นักดาราศาสตร์ตรึงความสว่างของดาวที่สว่างที่สุดในประวัติศาสตร์ " ข่าว NAOA 2003-03-05. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2003-04-02 สืบค้นเมื่อ2006-06-08 .
  14. ฟรอมเมิร์ต ฮาร์ทมุท; โครนเบิร์ก, คริสติน (2006-08-30). "ซุปเปอร์โนวา 1054 – การสร้างเนบิวลาปู" . เอสอีดี มหาวิทยาลัยแอริโซนา.
  15. ↑ Duyvendak , JJL (เมษายน 1942). "ข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับการจำแนกเนบิวลาปูด้วยซุปเปอร์โนวาปี ค.ศ. 1054 ตอนที่ 1 พงศาวดารตะวันออกโบราณ " สิ่งตีพิมพ์ของสมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก . 54 (318): 91–94. Bibcode : 1942PASP...54...91D . ดอย : 10.1086/125409 .
    มายัล, NU; ออร์ต, ยาน เฮนดริก (เมษายน 2485) "ข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับการจำแนกเนบิวลาปูด้วยมหานวดารา 1054 AD ตอนที่ II. ด้านดาราศาสตร์" . สิ่งตีพิมพ์ของสมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก . 54 (318): 95–104. Bibcode : 1942PASP...54...95M . ดอย : 10.1086/125410 .
  16. ^ เบรเชอร์ เค.; และคณะ (1983). "บันทึกโบราณและมหานวดาราปู". หอดูดาว . 103 : 106–113. Bibcode : 1983Obs...103..106B .
  17. เคนเนดี, เอ็ดเวิร์ด เอส. (1962) บทวิจารณ์: หอดูดาวในศาสนาอิสลามและสถานที่ในประวัติศาสตร์ทั่วไปของหอดูดาวโดย อัยดิน ซายลี ไอซิส . 53 (2): 237–239. ดอย : 10.1086/349558 .
  18. โจนส์, เคนเนธ กลิน (1991). เนบิวลาและกระจุกดาว ของMessier สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ . หน้า 1. ISBN 978-0-521-37079-0.
  19. ^ ซาโฮร์, เอ. (1997). "อัล-บีรูนี" . มหาวิทยาลัยหัสนุดดิน. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2008-06-26 ดึงข้อมูลเมื่อ2007-10-21 .
  20. มอนทาดา, โจเซป ปุยก์ (2007-09-28). "อิบนุบัจญ่า" . สารานุกรมปรัชญาสแตนฟอร์ด . ดึงข้อมูล2008-07-11 .
  21. อรรถเป็น c เดรก สตีเฟน เอ. (2549-2549) "ประวัติโดยย่อของดาราศาสตร์พลังงานสูง (เอกซเรย์และรังสีแกมมา)" . นาซ่า เฮ สอา ร์ค สืบค้นเมื่อ2006-08-24 .
  22. เกรสโควิช, ปีเตอร์; รูดี้, ปีเตอร์ (2006-07-24). "ดาวเคราะห์นอกระบบ" . อีเอสโอ. สืบค้นเมื่อ2012-06-15 .
  23. ^ อาห์หมัด IA (1995). "ผลกระทบของอัลกุรอานเกี่ยวกับปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ที่มีต่ออารยธรรมอิสลาม" Vistas ในดาราศาสตร์ 39 (4): 395–403 [402] Bibcode : 1995VA.....39..395A . ดอย : 10.1016/0083-6656(95)00033-X .
  24. เซเตีย, อาดี (2004). "Fakhr Al-Din Al-Razi เกี่ยวกับฟิสิกส์และธรรมชาติของโลกทางกายภาพ: การสำรวจเบื้องต้น" (PDF ) อิสลามและวิทยาศาสตร์ 2 (2).
  25. ^ ฮอสกิน, ไมเคิล (1998). "คุณค่าของจดหมายเหตุในการเขียนประวัติศาสตร์ดาราศาสตร์" . ห้องสมุดและบริการข้อมูลทางดาราศาสตร์ III . 153 : 207. Bibcode : 1998ASPC..153..207H . สืบค้นเมื่อ2006-08-24 .
  26. พรอคเตอร์, ริชาร์ด เอ. (1870). "ระบบดาวเนบิวลามีหรือไม่" . ธรรมชาติ . 1 (13): 331–333. Bibcode : 1870Natur...1..331P . ดอย : 10.1038/001331a0 .
  27. แฟรงค์ นอร์ทเทน มาจิล (1992). การสำรวจทางวิทยาศาสตร์ของ Magill : เครื่องตรวจจับ A-Cherenkov สำนักพิมพ์เซเลม หน้า 219. ISBN 978-0-89356-619-7.
  28. แมคดอนเนลล์, โจเซฟ. "Angelo Secchi, SJ (1818–1878) บิดาแห่งฟิสิกส์ดาราศาสตร์" . มหาวิทยาลัยแฟร์ฟิลด์ . เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2011-07-21 . ดึงข้อมูลเมื่อ2006-10-02
  29. อีวาน ฮูเบนี; ดิมิทรี มิฮาลาส (26 ตุลาคม 2557) ทฤษฎีบรรยากาศดาวฤกษ์: บทนำสู่การวิเคราะห์สเปกโตรสโกปีเชิงปริมาณเชิงปริมาณที่ไม่สมดุลทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน. หน้า 23. ISBN 978-0-691-16329-1.
  30. เอตเคน, โรเบิร์ต จี. (1964). ดาวไบนารี นิวยอร์ก: Dover Publications Inc. p. 66. ISBN 978-0-486-61102-0.
  31. มิเชลสัน เอเอ; พีซ, เอฟจี (1921). "การวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของ Alpha Orionis ด้วยอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 53 (5): 249–259. Bibcode : 1921ApJ....53..249M . ดอย : 10.1086/142603 .
  32. ^ "" เพย์น-กาพอชกิน เซซิเลีย เฮเลน่า" CWP" . University of California . เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2005-03-18 . สืบค้นเมื่อ2013-02-21 .
  33. อรรถเป็น c Unsöld, Albrecht (2001). จักรวาลใหม่ (ฉบับที่ 5) นิวยอร์ก: สปริงเกอร์ น. 180–185, 215–216. ISBN 978-3-540-67877-9.
  34. กอร์ดอน ไมเคิล เอส.; Humphreys, Roberta M.; โจนส์, เทอร์รี่ เจ. (กรกฎาคม 2559). "ดาวเรืองแสงและแปรผันใน M31 และ M33 III มหายักษ์สีเหลืองและแดง และวิวัฒนาการหลังยักษ์แดง" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 825 (1): 50. arXiv : 1603.08003 . Bibcode : 2016ApJ...825...50G . ดอย : 10.3847/0004-637X/825/1/50 . ISSN 0004-637X . S2CID 119281102 .  
  35. ^ บราวน์ เอจีเอ; และคณะ (ความร่วมมือ Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: สรุปเนื้อหาและคุณสมบัติของการสำรวจ" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode : 2021A&A...649A...1G . ดอย : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300 . 
  36. เดอ กรีจส์ ริชาร์ด; โบโน, จูเซปเป้ (2020). "การจัดกลุ่มระยะทางกลุ่มในพื้นที่: ความเอนเอียงในการเผยแพร่หรือการวัดที่เกี่ยวข้องกัน? VI. การขยายไปสู่ระยะกระจุกของราศีกันย์" ชุดเสริมวารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 246 (1): 3. arXiv : 1911.04312 . Bibcode : 2020ApJS..246....3D . ดอย : 10.3847/1538-4365/ab5711 . S2CID 207852888 . 
  37. วิลลาร์ด เรย์; ฟรีดแมน, เวนดี้ แอล. (1994-10-26). "กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลวัดระยะทางที่แม่นยำถึงกาแลคซีที่ห่างไกลที่สุด " เว็บไซต์ฮับเบิสืบค้นเมื่อ2007-08-05 .
  38. ^ Solovyeva, Y.; Vinokurov, A.; Sarkisyan, A.; อัฐพิน, ก.; Fabrika, S.; วาลีฟ เอเอฟ; Kniazev, A.; Sholukhova, O.; Maslennikova, O. (2020). "ตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสงใหม่ในกาแลคซี NGC 247" ประกาศรายเดือน ของRoyal Astronomical Society 497 (4): 4834. arXiv : 2008.06215 . Bibcode : 2020MNRAS.497.4834S . ดอย : 10.1093/mnras/staa2117 . S2CID 221451751 . 
  39. ^ เคลลี แพทริค แอล.; และคณะ (2018-04-02). "กำลังขยายสูงสุดของดาวแต่ละดวงที่เรดชิฟท์ 1.5 ด้วยเลนส์กระจุกดาราจักร" ธรรมชาติ . 2 (4): 334–342. arXiv : 1706.10279 . Bibcode : 2018NatAs...2..334K . ดอย : 10.1038/s41550-018-0430-3 . S2CID 125826925 . 
  40. ^ ฮาวเวลล์, เอลิซาเบธ (2018-04-02). "การจัดตำแหน่งจักรวาลที่หายากเผยให้เห็นดาวที่ห่างไกลที่สุดเท่าที่เคยเห็นมา " สเป ซ . คอม สืบค้นเมื่อ2018-04-02 .
  41. คอช-เวสเทนโฮลซ์, อุลลา; โคช, อุลลา ซูซาน (2538). โหราศาสตร์เมโสโปเตเมีย: บทนำสู่การทำนายดวงชะตาของชาวบาบิโลนและอัสซีเรีย . สิ่งพิมพ์ของสถาบัน Carsten Niebuhr ฉบับที่ 19. พิพิธภัณฑ์ Tusculanum Press. หน้า 163. ISBN 978-87-7289-287-0.
  42. อรรถเป็น โคลแมน เลสลี่ เอส. "ตำนาน ตำนาน และตำนาน" . หอ ดูดาว Frosty Drew สืบค้นเมื่อ2012-06-15 .
  43. ^ "การตั้งชื่อวัตถุดาราศาสตร์" . สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU ) สืบค้นเมื่อ2009-01-30 .
  44. ^ "การตั้งชื่อดาว" . นักเรียนเพื่อการสำรวจและพัฒนาอวกาศ (SEDS ) สืบค้นเมื่อ2009-01-30 .
  45. ^ ไลอัล ฟรานซิส; ลาร์เซ่น, พอล บี. (2009). "บทที่ 7: ดวงจันทร์และเทห์ฟากฟ้าอื่นๆ" กฎหมาย อวกาศ: บทความ Ashgate Publishing, Ltd. น. 176 . ISBN 978-0-7546-4390-6.
  46. ^ "คณะทำงาน IAU เกี่ยวกับชื่อดาว (WGSN)" . สืบค้นเมื่อ2016-05-22 .
  47. ^ "การตั้งชื่อดาว" . ดึงข้อมูลเมื่อ2021-02-05
  48. ^ แอนเดอร์เซ็น, โยฮันเนส. "การซื้อดาวและชื่อดาว" . สหพันธ์ดาราศาสตร์นานาชาติ. สืบค้นเมื่อ2010-06-24 .
  49. ^ "การตั้งชื่อดาว" . องค์การดาราศาสตร์ฟิสิกส์ไซเอนเทีย. 2005. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2010-06-17 . สืบค้นเมื่อ2010-06-29 .
  50. ^ "ข้อจำกัดความรับผิดชอบ: ตั้งชื่อดาว ตั้งชื่อดอกกุหลาบ และอื่นๆ ที่คล้ายคลึงกัน " หอสมุดอังกฤษ . คณะกรรมการหอสมุดแห่งชาติอังกฤษ. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2010-01-19 . สืบค้นเมื่อ2010-06-29 .
  51. ^ เปีย, ฟิลิป ซี. (2002). ดาราศาสตร์ที่ไม่ดี: เปิดเผยความเข้าใจผิดและการใช้ในทางที่ผิดตั้งแต่โหราศาสตร์ไปจนถึงการลงจอดบนดวงจันทร์ "หลอกลวง" . จอห์น ไวลีย์ แอนด์ ซันส์. น.  237 –240. ISBN 978-0-171-40976-2.
  52. ↑ สคลาฟานี, ทอม (1998-05-08) . Polonetsky ผู้บัญชาการกิจการผู้บริโภคเตือนผู้บริโภค: "การซื้อดาราจะไม่ทำให้คุณเป็นหนึ่ง"" . ศูนย์ดาราศาสตร์และไอโอโนสเฟียร์แห่งชาติ, หอดูดาว Aricebo. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2006-01-11 . สืบค้นเมื่อ2010-06-24 .
  53. อรรถเป็น c d ประสา, ก.; Harmanec, P.; ตอร์เรส, จี.; Mamajek, E.; และคณะ (2016). "ค่าที่กำหนดสำหรับปริมาณสุริยะและดาวเคราะห์ที่เลือก: IAU 2015 Resolution B3" วารสารดาราศาสตร์ . 152 (2): 41. arXiv : 1605.09788 . Bibcode : 2016AJ....152...41P . ดอย : 10.3847/0004-6256/152/2/41 . S2CID 55319250 . 
  54. ^ วู้ดเวิร์ด ประชาสัมพันธ์ (1978). "แบบจำลองทางทฤษฎีของการก่อตัวดาว". การทบทวนดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำปี . 16 (1): 555–584. Bibcode : 1978ARA&A..16..555W . ดอย : 10.1146/anurev.aa.16.010178.003011 .
  55. ^ ลดา, CJ; ลดา, อีเอ (2003). "กลุ่มฝังตัวในเมฆโมเลกุล". การทบทวนดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำปี . 41 (1): 57–115. arXiv : astro-ph/0301540 . Bibcode : 2003ARA&A..41...57L . ดอย : 10.1146/anurev.astro.41.011802.094844 . S2CID 16752089 .  
  56. ^ เมอร์เรย์, นอร์แมน (2011). "ประสิทธิภาพการก่อตัวดาวฤกษ์และอายุขัยของเมฆโมเลกุลยักษ์ในทางช้างเผือก" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 729 (2): 133. arXiv : 1007.3270 . Bibcode : 2011ApJ...729..133M . ดอย : 10.1088/0004-637X/729/2/133 . S2CID 118627665 . 
  57. ^ กวอก, ซัน (2000). กำเนิดและวิวัฒนาการของเนบิวลาดาวเคราะห์ ชุดดาราศาสตร์ฟิสิกส์เคมบริดจ์ ฉบับที่ 33. สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. หน้า 103–104. ISBN  978-0-521-62313-1.
  58. อรรถเป็น อดัมส์ เฟร็ด ซี.; ลาฟลิน, เกรกอรี่; Graves, Genevieve JM "คนแคระแดงและจุดจบของลำดับหลัก" (PDF ) การยุบตัวของแรงโน้มถ่วง: จากดาวมวลมากสู่ดาวเคราะห์ Revista Mexicana de Astronomía และ Astrofísica. น. 46–49. รหัส : 2004RMxAC..22 ...46A . ดึงข้อมูล2008-06-24 .
  59. ^ Elmegreen บีจี; ลดา, ซีเจ (1977). "การสร้างกลุ่มย่อยตามลำดับในการเชื่อมโยง OB" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ ตอนที่ 1 214 : 725–741. Bibcode : 1977ApJ...214..725E . ดอย : 10.1086/155302 .
  60. ^ เก็ตมัน, KV; และคณะ (2012). "เนบิวลางวงช้างและกระจุก Trumpler 37: การมีส่วนร่วมของการเกิดดาวฤกษ์ที่ถูกกระตุ้นต่อจำนวนประชากรทั้งหมดของภูมิภาค H II" ประกาศรายเดือน ของRoyal Astronomical Society 426 (4): 2917–2943 arXiv : 1208.1471 . รหัส: 2012MNRAS.426.2917G . ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x . S2CID 49528100 .  
  61. ^ สมิธ, ไมเคิล เดวิด (2004). กำเนิดดาว . สำนักพิมพ์อิมพีเรียลคอลเลจ น.  57 –68. ISBN  978-1-86094-501-4.
  62. ^ เซลิกแมน, คอร์ทนี่ย์. "เมฆโปรโต สเตลลาร์หดตัวช้า" เผยแพร่ด้วยตนเอง เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2008-06-23 สืบค้นเมื่อ2006-09-05 .
  63. อาร์โนลด์ ฮันส์เลิมเมียร์ (2010-09-29). น้ำในจักรวาล . สื่อวิทยาศาสตร์และธุรกิจของสปริงเกอร์ หน้า 163. ISBN 978-90-481-9984-6.
  64. ^ บอลลี่ เจ.; มอร์ส เจ.; Reipurth, B. (1996). การกำเนิดของดวงดาว: Herbig-Haro Jets, Acretion and Proto-Planetary Disks ใน Benvenuti ปิเอโร; Macchetto, FD; Schreier, อีธาน เจ. (สหพันธ์). วิทยาศาสตร์กับกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล – II การประชุมเชิงปฏิบัติการที่จัดขึ้นในกรุงปารีส ประเทศฝรั่งเศส วัน ที่4-8 ธันวาคม 2538 สถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศ. หน้า 491. Bibcode : 1996swhs.conf..491B .
  65. ^ สมิธ, ไมเคิล เดวิด (2004). กำเนิดดาว . สำนักพิมพ์อิมพีเรียลคอลเลจ หน้า 176 . ISBN  978-1-86094-501-4.
  66. ^ Megaath ทอม (2010-05-11) "เฮอร์เชลพบหลุมในอวกาศ" . อีเอสเอ. สืบค้นเมื่อ2010-05-17 .
  67. ^ เดวิด ดาร์ลิ่ง (2004). หนังสือดาราศาสตร์สากล: จากกาแล็กซีแอนโดรเมดาไปยังเขตหลีกเลี่ยง ไวลีย์. หน้า 229. ISBN 978-0-171-26569-6.
  68. ^ Duquennoy, A.; นายกเทศมนตรี, เอ็ม. (1991). "ความหลากหลายในหมู่ดาวฤกษ์ประเภทสุริยะในย่านสุริยะ II – การกระจายองค์ประกอบวงโคจรในตัวอย่างที่ไม่เอนเอียง" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 248 (2): 485–524. Bibcode : 1991A&A...248..485D .
  69. ^ ต. ปัทมนพันธุ์ (2000). ฟิสิกส์ดาราศาสตร์เชิงทฤษฎี: เล่ม 2 ระบบดาวและดาวฤกษ์ . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. หน้า 557. ISBN 978-0-2521-56631-5.
  70. ^ เมนเกล เจจี; และคณะ (1979). "วิวัฒนาการดาวฤกษ์จากซีเควนซ์หลักซีโร่เอจ" ชุดเสริมวารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 40 : 733–791. Bibcode : 1979ApJS...40..733M . ดอย : 10.1086/190603 .
  71. อรรถเป็น Sackmann, IJ; บูธรอยด์ เอไอ; เครเมอร์, KE (1993). "ดวงอาทิตย์ของเรา III. ปัจจุบันและอนาคต". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 418 : 457. Bibcode : 1993ApJ...418..457S . ดอย : 10.1086/173407 .
  72. ^ ไม้ พ.ศ. ; และคณะ (2002). "อัตราการสูญเสียมวลของดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์ตามหน้าที่ของอายุและกิจกรรม" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 574 (1): 412–425. arXiv : astro-ph/0203437 . Bibcode : 2002ApJ...574..412W . ดอย : 10.1086/340797 . S2CID 1500425 .  
  73. เดอ ลูร์, ค.; เดอเกรฟ เจพี; ลาเมอร์ส, HJGLM (1977) "วิวัฒนาการของดาวมวลสูงที่มีการสูญเสียมวลโดยลมดาว". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 61 (2): 251–259. Bibcode : 1977A&A....61..251D .
  74. ^ "วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ระหว่าง 50 ถึง 100 เท่ามวลดวงอาทิตย์" . หอดูดาวหลวงกรีนิช เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2015-11-18 . สืบค้นเมื่อ2015-11-17 .
  75. ^ "อายุการใช้งานของลำดับหลัก" . Swinburne Astronomy Online สารานุกรมดาราศาสตร์ มหาวิทยาลัยเทคโนโลยีสวินเบิร์น.
  76. ^ Pizzolato, N.; และคณะ (2001). "การพาความร้อนใต้โฟโตสเฟียร์และกิจกรรมแม่เหล็กขึ้นอยู่กับความเป็นโลหะและอายุ: โมเดลและการทดสอบ " ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 373 (2): 597–607. Bibcode : 2001A&A...373..597P . ดอย : 10.1051/0004-6361:20010626 .
  77. ^ "การสูญเสียมวลและวิวัฒนาการ" . กลุ่มดาราศาสตร์ฟิสิกส์ UCL 2547-06-18. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2004-11-22 . สืบค้นเมื่อ2006-08-26 .
  78. ห้องปฏิบัติการรัทเทอร์ฟอร์ด แอปเปิลตัน. การประชุมเชิงปฏิบัติการเรื่องดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ (1984) ก๊าซในสื่อระหว่างดวงดาว: Rutherford Appleton Laboratory Workshop on Astronomy and Astrophysics : 21–23 May, 1983, The Cosener's House, Abingdon . สภาวิจัยวิทยาศาสตร์และวิศวกรรม ห้องปฏิบัติการรัทเธอร์ฟอร์ด แอปเปิลตัน.
  79. อรรถเป็น ริชมอนด์, ไมเคิล. "วิวัฒนาการขั้นปลายสำหรับดาวมวลต่ำ" . สถาบันเทคโนโลยีโรเชสเตอร์. สืบค้นเมื่อ2006-08-04 .
  80. ^ "วิวัฒนาการดาวฤกษ์และความตาย" . หอดูดาวนาซ่า เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2008-02-10 สืบค้นเมื่อ2006-06-08 .
  81. ^ Schröder, K.-P.; สมิธ, โรเบิร์ต คอนนอน (2008) "อนาคตอันห่างไกลของดวงอาทิตย์และโลกที่มาเยือน" ประกาศรายเดือน ของRoyal Astronomical Society 386 (1): 155–163. arXiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008MNRAS.386..155S . ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID 10073988 .   ดูพาลเมอร์ เจสัน (2008-02-22) ด้วย “ความหวังหรี่ลงว่าโลกจะรอดจากการตายของดวงอาทิตย์” . บริการ ข่าวNewScientist.com ดึงข้อมูลเมื่อ2008-03-24
  82. อรรถเป็น ไอเบน อิคโค จูเนียร์ (1991). "วิวัฒนาการดาวเดี่ยวและดาวคู่". ชุดเสริมวารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 76 : 55–114. Bibcode : 1991ApJS...76...55I . ดอย : 10.1086/191565 .
  83. อรรถเป็น แครอล แบรดลีย์ ดับเบิลยู.; Ostlie, Dale A. (7 กันยายน 2017). "บทที่ 13" An Introduction to Modern Astrophysics (ฉบับที่สอง). เคมบริดจ์ สหราชอาณาจักร ISBN 9781108422161.
  84. เซแกน, คาร์ล (1980). "ชีวิตของดวงดาว" . คอสมอส: การเดินทางส่วนบุคคล
  85. ป.ล. คอนติ; ค. เดอ ลูร์ (2012-12-06). การสูญเสียมวลและวิวัฒนาการของดาว O- Type สื่อวิทยาศาสตร์และธุรกิจของสปริงเกอร์ ISBN 978-94-009-9452-2.
  86. ^ "วิวัฒนาการของดาวขนาดใหญ่และซุปเปอร์โนวาประเภท II " วิทยาลัยวิทยาศาสตร์เพนน์สถิติ สืบค้นเมื่อ2016-01-05 .
  87. ↑ สเนเดน, คริสโตเฟอร์ (2001-02-08) . "ดาราศาสตร์: ยุคของจักรวาล" . ธรรมชาติ . 409 (6821): 673–675 ดอย : 10.1038/35055646 . PMID 11217843 . S2CID 4316598 .  
  88. ลีเบิร์ต, เจมส์ (1980). "ดาวแคระขาว". การทบทวนดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำปี . 18 (2): 363–398. Bibcode : 1980ARA&A..18..363L . ดอย : 10.1146/anurev.aa.18.090180.002051 .
  89. ^ แมนน์ อดัม (2020-08-11) "นี่คือทางที่เอกภพสิ้นสุดลง: ไม่ใช่ด้วยเสียงคร่ำครวญ แต่เป็นปัง" . วิทยาศาสตร์ | เอเอเอส.
  90. a b c "บทนำสู่เศษซากซุปเปอร์โนวา" . ศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ด 2549-04-06 . สืบค้นเมื่อ2549-07-16 .
  91. ^ ทอด, CL (2003). "การเกิดหลุมดำจากการยุบตัวของดาว" . แรงโน้มถ่วงแบบคลาสสิกและควอนตั20 (10): S73–S80 Bibcode : 2003CQGra..20S..73F . ดอย : 10.1088/0264-9381/20/10/309 .
  92. วูริเนน, อเล็กซี (2019). "ดาวนิวตรอนและการรวมตัวของดาวฤกษ์เป็นห้องปฏิบัติการสำหรับสสาร QCD ที่หนาแน่น" ฟิสิกส์นิวเคลียร์ 982 : 36. arXiv : 1807.04480 . Bibcode : 2019NuPhA.982...36V . ดอย : 10.1016/j.nuclphysa.2018.10.011 . S2CID 56422826 . 
  93. ^ ไลเนอร์ เอมิลี่ เอ็ม.; เกลเลอร์, แอรอน (2021-01-01). "การสำรวจสำมะโนประชากรของ Blue Stragglers ใน Gaia DR2 Open Clusters เพื่อทดสอบการสังเคราะห์ประชากรและฟิสิกส์การถ่ายเทมวล " วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 908 (2): arXiv:2101.11047. arXiv : 2101.11047 . Bibcode : 2021ApJ...908..229L . ดอย : 10.3847/1538-4357/abd7e9 . S2CID 231718656 . 
  94. ^ โบรการ์ด เค; คริสเตียนเซ่น, เอสเอ็ม; กรุนดาห์ล, เอฟ; มิกลิโอ เอ; อิซซาร์ด, อาร์จี; ราศีพฤษภ, TM; แซนด์ควิสต์ เอล; VandenBerg ดา; เจสเซ่น-แฮนเซ่น เจ; อาเรนทอฟต์, ที; บรันท์, เอช; Frandsen, เอส; โอรอสซ์ เจเอ; ไฟเดน จอร์เจีย; มาติเยอ, อาร์; เกลเลอร์, เอ; เชโทรน, เอ็ม; ไรด์, N; สเตลโล, ดี; พลาไตส์ ฉัน; มีบอม, เอส (2018-12-21). "นักพเนจรสีน้ำเงิน V106 ใน NGC 6791: ต้นแบบต้นแบบของยักษ์โสดที่ปลอมตัวเป็นหนุ่ม" ประกาศรายเดือน ของRoyal Astronomical Society 481 (4): 5062–5072. arXiv : 1809.00705 . Bibcode : 2018MNRAS.481.5062B . ดอย : 10.1093/mnras/sty2504 .
  95. จาโกโม เบคคารี; อองรี เอ็มเจ บอฟฟิน (2019-04-18) ผลกระทบของดาวไบนารีต่อวิวัฒนาการ ของดาวฤกษ์ สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 978-1-108-42858-3.
  96. ^ ยุน ซองชุล; ของหวาน, ลุค; คลอคคิเอ็ตติ, อเลฮานโดร (2017). "กำเนิดซุปเปอร์โนวา Type Ib และ IIb ในระบบไบนารีที่มีปฏิสัมพันธ์" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 840 (1): 10. arXiv : 1701.02089 . Bibcode : 2017ApJ...840...10Y . ดอย : 10.3847/1538-4357/aa6afe . S2CID 119058919 . 
  97. แมคเคลแลนด์ ลาส; เอลดริดจ์, เจเจ (2016). "ดาวฮีเลียม: สู่ความเข้าใจวิวัฒนาการของ Wolf-Rayet" ประกาศรายเดือน ของRoyal Astronomical Society 459 (2): 1505. arXiv : 1602.06358 . Bibcode : 2016MNRAS.459.1505M . ดอย : 10.1093/mnras/stw618 . S2CID 119105982 . 
  98. ^ เชนาร์ ต.; Gilkis, A.; วิงก์ เจส; เสนา, เอช.; แซนเดอร์, AAC (2020). "เหตุใดปฏิสัมพันธ์แบบไบนารีไม่จำเป็นต้องครอบงำการก่อตัวของดาว Wolf-Rayet ที่มีความเป็นโลหะต่ำ" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 634 : A79. arXiv : 2001.04476 . Bibcode : 2020A&A...634A..79S . ดอย : 10.1051/0004-6361/201936948 . S2CID 210472736 . 
  99. ^ น้ำพุ, เฮนรี่ (2016-10-17). "กาแล็กซี่สองล้านล้านอย่างน้อยที่สุด" . เดอะนิวยอร์กไทม์ส . สืบค้นเมื่อ2016-10-17 .
  100. ^ ทีมงาน (2019). "มีดาวกี่ดวงในจักรวาล" . องค์การอวกาศยุโรป . สืบค้นเมื่อ2019-09-21 .
  101. มารอฟ, มิคาอิล ยา. (2015). "โครงสร้างของจักรวาล". พื้นฐานของฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ . น. 279–294. ดอย : 10.1007/978-1-4614-8730-2_10 . ISBN 978-1-4614-8729-6.
  102. ^ แม็กกี้, เกลน (2002-02-01). "เพื่อดูจักรวาลในเม็ดทรายทารานากิ" . ศูนย์ดาราศาสตร์ฟิสิกส์และซูเปอร์คอมพิวเตอร์ สืบค้นเมื่อ2017-01-28 .
  103. บอร์เรนสไตน์, เซธ (2010-12-01). "การนับดาวของจักรวาลเพิ่มเป็นสามเท่า " ข่าว ที่เกี่ยวข้อง . ดึงข้อมูลเมื่อ2021-02-09
  104. แวน ท็อกคุม, ปีเตอร์ จี; คอนรอย, ชาร์ลี (2010). "กลุ่มดาวมวลต่ำจำนวนมากในดาราจักรวงรีเรืองแสง" ธรรมชาติ . 468 (7326): 940–2. arXiv : 1009.5992 . Bibcode : 2010Natur.468.940V . ดอย : 10.1038/nature09578 . PMID 21124316 . S2CID 205222998 .  
  105. ^ "ฮับเบิลค้นหาดวงดาวในอวกาศ" . โต๊ะข่าวฮับเบิล 1997-01-14 . สืบค้นเมื่อ2006-11-06 .
  106. พุชไวน์, อีวัลด์; สปริงเกล, โวลเกอร์; ซิแจ็คกี้, เดโบรา; โดลาก, คลอส (2010-08-01). "ดาวในกระจุกดาวในการจำลองด้วยการป้อนกลับของนิวเคลียสของดาราจักรที่ใช้งานอยู่ " ประกาศรายเดือน ของRoyal Astronomical Society 406 (2): 936–951. arXiv : 1001.3018 . Bibcode : 2010MNRAS.406..936P . ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2010.16786.x .
  107. ^ หลิน เหยิน-ติง; มอร์, โจเซฟ เจ. (2004-12-20). คุณสมบัติ K-band ของกลุ่มและกลุ่มดาราจักร: ดาราจักรกระจุกที่สว่างที่สุดและแสงในกระจุกดาราจักร วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 617 (2): 879–895. arXiv : astro-ph/0408557 . Bibcode : 2004ApJ...617..879L . ดอย : 10.1086/425412 . S2CID 119347770 . 
  108. เซเบเฮลี วิกเตอร์ จี.; เคอร์แรน, ริชาร์ด บี. (1985). ความเสถียรของระบบสุริยะและวัตถุธรรมชาติและวัตถุประดิษฐ์เพียงเล็กน้อย สปริงเกอร์. ISBN 978-90-277-2046-7.
  109. ^ "ดาราทางช้างเผือกส่วนใหญ่เป็นโสด" (ข่าวประชาสัมพันธ์) ศูนย์ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ฮาร์วาร์ด-สมิธโซเนียน 2549-01-30 . สืบค้นเมื่อ2549-07-16 .
  110. แซนเดอร์ส, โรเบิร์ต (2017-06-13). “หลักฐานใหม่ ดาวทุกดวงเกิดเป็นคู่” . ข่าวเบิร์กลีย์
  111. ซาดาวอย ซาราห์ ไอ.; สตาห์เลอร์, สตีเวน ดับเบิลยู. (สิงหาคม 2017). "ไบนารีฝังตัวและแกนที่หนาแน่น" ประกาศรายเดือน ของRoyal Astronomical Society 469 (4): 3881–3900. arXiv : 1705.00049 . รหัส: 2017MNRAS.469.3881S . ดอย : 10.1093/mnras/stx1061 .
  112. ^ 3.99 × 10 13กม. / (3 × 10 4กม./ชม. × 24 × 365.25) = 1.5 × 10 5ปี
  113. ^ โฮล์มเบิร์ก เจ.; ฟลินน์ ซี. (2000). "ความหนาแน่นในท้องถิ่นของสสารที่แผนที่โดย Hipparcos" ประกาศรายเดือน ของRoyal Astronomical Society 313 (2): 209–216. arXiv : astro-ph/9812404 . Bibcode : 2000MNRAS.313..209H . ดอย : 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x . S2CID 16868380 . 
  114. ^ "นักดาราศาสตร์: การชนกันของดาวนั้นอาละวาด เป็นหายนะ" . ข่าวซีเอ็นเอ็น. 2000-06-02. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2007-01-07 ดึงข้อมูลเมื่อ2014-01-21 .
  115. ลอมบาร์ดี จูเนียร์ เจซี; และคณะ (2002). "การชนกันของดาวฤกษ์และโครงสร้างภายในของ Blue Stragglers" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 568 (2): 939–953. arXiv : astro-ph/0107388 . Bibcode : 2002ApJ...568.939L . ดอย : 10.1086/339060 . S2CID 13878176 . 
  116. ^ a b H. E. บอนด์; EP นีแลน; ดีเอ แวนเดนเบิร์ก; GH เชฟเฟอร์; ดี. ฮาร์เมอร์ (2013). "HD 140283: ดาวฤกษ์ในย่านสุริยะที่ก่อตัวขึ้นไม่นานหลังจากบิ๊กแบง" จดหมายวารสารดาราศาสตร์ . 765 (1): L12. arXiv : 1302.3180 . Bibcode : 2013ApJ...765L..12B . ดอย : 10.1088/2041-8205/765/1/L12 . S2CID 119247629 .  
  117. ^ การทำงานร่วมกันของพลังค์ (2016). "ผลลัพธ์ Planck 2015 XIII พารามิเตอร์จักรวาลวิทยา (ดูตารางที่ 4 ในหน้า 31 ของ pfd)" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 594 : A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A&A...594A..13P . ดอย : 10.1051/0004-6361/201525830 . S2CID 119262962 . 
  118. นาฟติลัน, SA; สเต็ตสัน, พีบี (2006-07-13). "นักวิทยาศาสตร์กำหนดอายุของดาวได้อย่างไร เทคนิคนี้แม่นยำเพียงพอจริง ๆ หรือไม่ที่จะใช้เพื่อตรวจสอบอายุของจักรวาล" . นักวิทยาศาสตร์อเมริกัน. ดึงข้อมูลเมื่อ2007-05-11 .
  119. ^ ลาฟลิน จี.; โบเดนไฮเมอร์, พี.; อดัมส์ เอฟซี (1997). "จุดสิ้นสุดของลำดับหลัก" . วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997ApJ...482..420L . ดอย : 10.1086/304125 .
  120. ^ Pols, Onno R.; ชโรเดอร์, เคลาส์-ปีเตอร์; เฮอร์ลีย์, จาร์ร็อด อาร์.; Tout, คริสโตเฟอร์เอ.; เอ็กเกิลตัน, ปีเตอร์ พี. (1998). "แบบจำลองวิวัฒนาการดาวฤกษ์สำหรับ Z = 0.0001 ถึง 0.03 " ประกาศรายเดือน ของRoyal Astronomical Society 298 (2): 525. Bibcode : 1998MNRAS.298..525P . ดอย : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
  121. เออร์วิน, จูดิธ เอ. (2007). ดาราศาสตร์ฟิสิกส์: ถอดรหัสจักรวาล . จอห์น ไวลีย์ แอนด์ ซันส์. หน้า 78. Bibcode : 2007adc..book.....ผม . ISBN 978-0-170-01306-9.
  122. ^ ฟิสเชอร์ ดา; Valenti, J. (2005). "ความสัมพันธ์ระหว่างดาวเคราะห์กับโลหะ" . วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 622 (2): 1102–1117. Bibcode : 2005ApJ...622.1102F . ดอย : 10.1086/428383 .
  123. ^ "ลายเซ็นของดาวดวงแรก" . วิทยาศาสตร์ราย วัน 17 เมษายน 2548 . ดึงข้อมูลเมื่อ2549-10-10
  124. ^ เฟลทซิง, เอส. ; กอนซาเลซ, จี. (2000). "ธรรมชาติของดาวที่อุดมด้วยธาตุโลหะมาก: การวิเคราะห์ความอุดมสมบูรณ์โดยละเอียดของดาวที่อุดมด้วยธาตุโลหะมาก 8 ดวง" (PDF ) ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 367 (1): 253–265. Bibcode : 2001A&A...367.253F . ดอย : 10.1051/0004-6361:20000477 . S2CID 16502974 .  
  125. เกรย์, เดวิด เอฟ. (1992). การสังเกตและวิเคราะห์โฟโตสเฟี ยร์ของดาวฤกษ์ สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. หน้า  413–414 . ISBN 978-0-2521-40868-4.
  126. ↑ ยอร์เกนเซ่น, Uffe G. (1997). "คูลสตาร์ โมเดล" . ใน van Dishoeck, Ewine F. (ed.) โมเลกุลในฟิสิกส์ดาราศาสตร์: โพรบและกระบวนการ .