ดาว

ดาวเป็นวัตถุทางดาราศาสตร์ประกอบการส่องสว่างลูกกลมของพลาสม่าจัดขึ้นร่วมกันโดยตัวของมันเองแรงโน้มถ่วง ดาวที่ใกล้ที่สุดเพื่อโลกคือดวงอาทิตย์ ดวงดาวอื่น ๆ อีกมากมายสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าในเวลากลางคืนแต่เนื่องจากระยะทางอันยิ่งใหญ่จากโลกพวกมันจึงปรากฏเป็นจุดคงที่ของแสงบนท้องฟ้า ดาวฤกษ์ที่โดดเด่นที่สุดถูกจัดกลุ่มเป็นกลุ่มดาวและดาวเคราะห์และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดหลายดวงมีชื่อที่เหมาะสม นักดาราศาสตร์ได้ประกอบแคตตาล็อกดาวระบุว่าดาวที่รู้จักกันและให้ได้มาตรฐานการกำหนดเป็นตัวเอก จักรวาลมีประมาณ10 22ถึง10 24ดาว แต่ส่วนใหญ่จะมองไม่เห็นได้ด้วยตาเปล่าจากโลกรวมทั้งดาวของแต่ละบุคคลทั้งหมดที่อยู่นอกของเรากาแลคซีที่ทางช้างเผือก

พื้นที่ที่ก่อตัว เป็น ดาวใน เมฆแมกเจลแลนใหญ่
ภาพ ดวงอาทิตย์เป็นสีเท็จซึ่งเป็น ดาวฤกษ์ลำดับหลักประเภท Gซึ่งอยู่ใกล้โลกมากที่สุด
กลุ่มดาว สิงห์ที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า เพิ่มเส้นแล้ว

ชีวิตของดาวดวงหนึ่งเริ่มต้นด้วยการล่มสลายด้วยแรงโน้มถ่วงของเนบิวลาที่เป็นก๊าซซึ่งประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นหลักพร้อมกับฮีเลียมและปริมาณธาตุที่หนักกว่า มวลรวมของดาวเป็นปัจจัยหลักที่กำหนดของวิวัฒนาการและชะตากรรมในที่สุด สำหรับส่วนใหญ่ของชีวิตที่ใช้งานของมันเป็นดาวส่องเนื่องจากฟิวชั่นแสนสาหัสของไฮโดรเจนลงไปในก๊าซฮีเลียมในหลักของการปล่อยพลังงานที่ลัดเลาะดาวตกแต่งภายในแล้วradiatesเข้าไปในพื้นที่รอบนอก ในตอนท้ายของอายุการใช้งานของดาวที่หลักของมันจะกลายเป็นเศษเล็กเศษน้อยตัวเอกคือดาวแคระขาวเป็นดาวนิวตรอนหรือถ้ามันเป็นขนาดใหญ่พอเป็นหลุมดำ

องค์ประกอบที่เกิดขึ้นตามธรรมชาติเกือบทั้งหมดที่มีน้ำหนักมากกว่าลิเธียมถูกสร้างขึ้นโดยการสังเคราะห์นิวคลีโอซินของดาวฤกษ์ในดวงดาวหรือเศษของมัน วัสดุที่เสริมแต่งทางเคมีจะถูกส่งกลับไปยังตัวกลางระหว่างดวงดาวโดยการสูญเสียมวลของดาวฤกษ์หรือการระเบิดของซูเปอร์โนวาแล้วนำกลับมาใช้ใหม่เป็นดาวดวงใหม่ นักดาราศาสตร์สามารถตรวจสอบคุณสมบัติของดาวฤกษ์มวลรวมอายุโลหะ (องค์ประกอบทางเคมี), แปรปรวน , ระยะทางและการเคลื่อนไหวผ่านพื้นที่โดยการดำเนินการสังเกตของดาวที่สว่างชัดเจน , คลื่นความถี่และการเปลี่ยนแปลงในตำแหน่งบนท้องฟ้าเมื่อเวลาผ่านไป

ดาวสามารถสร้างระบบการโคจรกับวัตถุทางดาราศาสตร์อื่น ๆ เช่นในกรณีของระบบดาวเคราะห์และระบบดาวที่มีสองหรือเพิ่มเติมดาว เมื่อดาวสองดวงดังกล่าวมีวงโคจรที่ค่อนข้างใกล้กันปฏิสัมพันธ์แรงโน้มถ่วงอาจส่งผลกระทบอย่างมีนัยสำคัญต่อวิวัฒนาการของพวกมัน ดาวฤกษ์สามารถเป็นส่วนหนึ่งของโครงสร้างที่มีแรงโน้มถ่วงที่ใหญ่กว่ามากเช่นกระจุกดาวหรือดาราจักร

ผู้คนตีความรูปแบบและภาพในดวงดาวมาตั้งแต่สมัยโบราณ [1]นี้ 1690 ภาพของกลุ่มดาว ราศีสิงห์สิงโตเป็นโดย โยฮันเน Hevelius [2]

ในอดีตดวงดาวมีความสำคัญต่ออารยธรรมทั่วโลก เป็นส่วนหนึ่งของการปฏิบัติทางศาสนาใช้สำหรับการนำทางและการปฐมนิเทศบนท้องฟ้าเพื่อทำเครื่องหมายการผ่านของฤดูกาลและกำหนดปฏิทิน

นักดาราศาสตร์ในยุคแรกยอมรับความแตกต่างระหว่าง " ดาวคงที่ " ซึ่งตำแหน่งบนทรงกลมท้องฟ้าไม่เปลี่ยนแปลงและ "ดาวที่หลงทาง" ( ดาวเคราะห์ ) ซึ่งเคลื่อนที่อย่างเห็นได้ชัดเมื่อเทียบกับดวงดาวที่คงที่ในช่วงหลายวันหรือหลายสัปดาห์ [3]นักดาราศาสตร์ในสมัยโบราณหลายคนเชื่อว่าดวงดาวนั้นติดอยู่กับทรงกลมบนสวรรค์อย่างถาวรและไม่เปลี่ยนรูป โดยการประชุมนักดาราศาสตร์จัดกลุ่มดาวที่โดดเด่นเข้าasterismsและกลุ่มดาวและใช้พวกเขาในการติดตามการเคลื่อนไหวของดาวเคราะห์และตำแหน่งการอนุมานของดวงอาทิตย์ [1]การเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์เทียบกับดาวพื้นหลัง (และขอบฟ้า) ถูกนำมาใช้เพื่อสร้างปฏิทินซึ่งสามารถใช้ในการควบคุมการปฏิบัติทางการเกษตรได้ [4]ปฏิทินเกรกอเรียนที่ใช้ในปัจจุบันเกือบทุกที่ในโลกเป็นปฏิทินสุริยคติขึ้นอยู่กับมุมของโลกแกนหมุนเทียบกับดาวท้องถิ่นของดวงอาทิตย์

แผนภูมิดาวที่เก่าแก่ที่สุดที่ลงวันที่อย่างแม่นยำเป็นผลมาจากดาราศาสตร์ของอียิปต์โบราณใน 1534 ปีก่อนคริสตกาล [5]เร็วที่สุดเท่าที่แคตตาล็อกดาวที่รู้จักกันรวบรวมโดยโบราณนักดาราศาสตร์ชาวบาบิโลนของโสโปเตเมียในช่วงปลาย 2 พันปีก่อนคริสต์ศักราชระหว่างKassite ระยะเวลา (ค. 1531-1155 BC) [6]

ครั้งแรกที่แคตตาล็อกดาวในดาราศาสตร์กรีกถูกสร้างขึ้นโดยAristillusประมาณ 300 ปีก่อนคริสตกาลด้วยความช่วยเหลือของทิโมชาริส [7]รายการดาวของHipparchus (ศตวรรษที่ 2 ก่อนคริสต์ศักราช) รวมดาว 1,020 ดวงและใช้ในการประกอบแคตตาล็อกดาวของปโตเลมี [8] Hipparchus เป็นที่รู้จักจากการค้นพบโนวา (ดาวดวงใหม่) ที่บันทึกไว้เป็นครั้งแรก [9]กลุ่มดาวและชื่อดาวจำนวนมากที่ใช้ในปัจจุบันมีที่มาจากดาราศาสตร์ของกรีก

แม้ท้องฟ้าจะไม่มีการเปลี่ยนแปลงอย่างชัดเจนนักดาราศาสตร์ชาวจีนก็ทราบดีว่าอาจมีดาวดวงใหม่ปรากฏขึ้น [10]ใน 185 AD พวกเขาเป็นคนแรกที่สังเกตและเขียนเกี่ยวกับซูเปอร์โนวาบัดนี้เป็นที่รู้จักในฐานะSN 185 [11]เหตุการณ์ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในประวัติศาสตร์ที่บันทึกไว้คือซูเปอร์โนวาSN 1006ซึ่งสังเกตได้ในปี 1006 และเขียนโดยนักดาราศาสตร์ชาวอียิปต์Ali ibn Ridwanและนักดาราศาสตร์ชาวจีนหลายคน [12] SN 1054ซูเปอร์โนวาซึ่งให้กำเนิดเนบิวลาปูก็สังเกตจากจีนและนักดาราศาสตร์อิสลาม [13] [14] [15]

นักดาราศาสตร์อิสลามในยุคกลางให้ชื่อภาษาอาหรับกับดาวจำนวนมากที่ยังคงใช้มาจนถึงปัจจุบันและพวกเขาคิดค้นมากมายเครื่องมือทางดาราศาสตร์ที่สามารถคำนวณตำแหน่งของดาว พวกเขาสร้างสถาบันวิจัยหอดูดาวขนาดใหญ่แห่งแรกโดยมีวัตถุประสงค์หลักในการผลิตแคตตาล็อกZij star [16]หมู่นี้หนังสือของดาวคงที่ (964) เป็นหนังสือที่เขียนโดยเปอร์เซียนักดาราศาสตร์อับดุลอัลเราะห์มานอัล Sufiที่สังเกตเห็นจำนวนดาวกระจุกดาว (รวมทั้งไมครอน VelorumและBrocchi ของกลุ่ม ) และกาแลคซี (รวมถึงAndromeda Galaxy ) [17]ตามที่เอ Zahoor ในศตวรรษที่ 11 เปอร์เซียพหูสูตนักวิชาการอาบู Rayhan Biruniอธิบายทางช้างเผือกกาแลคซีเป็นความหลากหลายของชิ้นส่วนที่มีคุณสมบัติที่คลุมเครือดาวและให้รุ้งดาวต่างๆในช่วงจันทรุปราคาใน 1019. [18]

ตามที่ Josep Puig นักดาราศาสตร์ชาวAndalusian Ibn Bajjahเสนอว่าทางช้างเผือกประกอบด้วยดาวฤกษ์จำนวนมากที่เกือบจะสัมผัสกันและดูเหมือนจะเป็นภาพที่ต่อเนื่องกันเนื่องจากผลของการหักเหของแสงจากวัสดุใต้ท้องฟ้าโดยอ้างถึงการสังเกตของเขาเกี่ยวกับการรวมกันของ ดาวพฤหัสบดีและดาวอังคารเมื่อ 500 AH (1106/1107 AD) เป็นหลักฐาน [19]นักดาราศาสตร์ชาวยุโรปยุคแรกเช่นTycho Braheระบุดวงดาวใหม่บนท้องฟ้ายามค่ำคืน (ต่อมาเรียกว่าโนวา ) โดยบอกว่าสวรรค์นั้นไม่เปลี่ยนรูป ใน 1584, Giordano Brunoชี้ให้เห็นว่าดาวเป็นเหมือนดวงอาทิตย์และอาจมีดาวเคราะห์ดวงอื่น ๆอาจยังคล้ายโลกอยู่ในวงโคจรรอบตัวพวกเขา[20]ความคิดที่ได้รับการแนะนำโดยก่อนหน้านี้โบราณนักปรัชญากรีก , DemocritusและEpicurus , [21]และในยุคกลางcosmologists อิสลาม[22]เช่นFakhr อัลดินอัล [23]ในศตวรรษต่อมาแนวความคิดเกี่ยวกับดวงดาวที่เหมือนกับดวงอาทิตย์กำลังได้รับความเห็นพ้องต้องกันในหมู่นักดาราศาสตร์ เพื่ออธิบายว่าทำไมดาวเหล่านี้กระทำไม่มีแรงโน้มถ่วงสุทธิในระบบสุริยะไอแซกนิวตันชี้ให้เห็นว่าดาวถูกกระจายอย่างเท่าเทียมกันในทุกทิศทุกทางความคิดที่ได้รับแจ้งจากนักบวชริชาร์ดเบนท์ลีย์ [24]

นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลีGeminiano Montanariบันทึกการสังเกตการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างของดาวAlgolในปี 1667 Edmond Halley ได้เผยแพร่การวัดการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมของดาวฤกษ์ "คงที่" ที่อยู่ใกล้เคียงเป็นครั้งแรกซึ่งแสดงให้เห็นว่ามีการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งตั้งแต่สมัยกรีกโบราณนักดาราศาสตร์ปโตเลมีและฮิปปาร์คัส [20]

วิลเลียมเฮอร์เชลเป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่พยายามกำหนดการกระจายของดวงดาวบนท้องฟ้า ในช่วงคริสตศักราช 1780 เขาได้สร้างมาตรวัดขึ้นเป็นชุด ๆ ใน 600 ทิศทางและนับดวงดาวที่สังเกตได้ตามแนวสายตาแต่ละเส้น จากนี้เขาอนุมานได้ว่าจำนวนของดาวที่เพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ไปทางด้านใดด้านหนึ่งของท้องฟ้าในทิศทางของทางช้างเผือกหลัก จอห์นเฮอร์เชลลูกชายของเขาได้ทำการศึกษานี้ซ้ำแล้วซ้ำอีกในซีกโลกใต้และพบว่ามีการเพิ่มขึ้นในทิศทางเดียวกัน [25]นอกเหนือจากความสำเร็จอื่น ๆ ของเขาแล้ววิลเลียมเฮอร์เชลยังได้รับการตั้งข้อสังเกตจากการค้นพบของเขาว่าดาวบางดวงไม่ได้อยู่ตามแนวสายตาเดียวกันเท่านั้น แต่เป็นเพื่อนร่วมทางกายภาพที่สร้างระบบดาวคู่ [26]

วิทยาศาสตร์ของสเปคโทรตัวเอกเป็นหัวหอกโดยโจเซฟฟอน Fraunhoferและแองเจโล Secchi จากการเปรียบเทียบสเปกตรัมของดวงดาวเช่นซิเรียสกับดวงอาทิตย์พวกเขาพบความแตกต่างในความแข็งแรงและจำนวนเส้นดูดกลืนของพวกมัน- เส้นมืดในสเปกตรัมของดาวฤกษ์ที่เกิดจากการดูดซับความถี่เฉพาะของบรรยากาศ ในปี 1865, Secchi เริ่มดาวแบ่งออกเป็นผีประเภท [27]รูปแบบการจำแนกประเภทดาวฤกษ์ที่ทันสมัยได้รับการพัฒนาโดยAnnie J. Cannonในช่วงต้นทศวรรษ 1900 [28]

การวัดระยะทางตรงไปยังดาวฤกษ์โดยตรงครั้งแรก ( 61 Cygniที่ 11.4 ปีแสง ) เกิดขึ้นในปี 1838 โดยFriedrich Besselโดยใช้เทคนิคParallax การวัดแบบพารัลแลกซ์แสดงให้เห็นถึงการแยกจากดวงดาวมากมายในสวรรค์ [20] การสังเกตดาวคู่ได้รับความสำคัญเพิ่มขึ้นในช่วงศตวรรษที่ 19 ในปีพ. ศ. 2377 ฟรีดริชเบสเซลได้สังเกตเห็นการเปลี่ยนแปลงของการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมของดาวซิเรียสและอนุมานได้ว่าเป็นเพื่อนที่ซ่อน Edward Pickeringค้นพบไบนารีสเปกโตรสโกปีครั้งแรกในปีพ. ศ. 2442 เมื่อเขาสังเกตเห็นการแบ่งเส้นสเปกตรัมของดาวมิซาร์เป็นระยะในช่วง 104 วัน สังเกตรายละเอียดของหลายระบบดาวคู่ที่ถูกเก็บรวบรวมโดยนักดาราศาสตร์เช่นฟรีดริชวิลเฮล์เฟรดริกฟอนสตูปและSW อัมช่วยให้มวลของดาวเพื่อให้ได้รับการพิจารณาจากการคำนวณวงองค์ประกอบ วิธีแรกในการแก้ปัญหาการโคจรของดาวคู่จากการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์จัดทำโดยเฟลิกซ์ซาวารีในปี พ.ศ. 2370 [29]ในศตวรรษที่ยี่สิบเห็นความก้าวหน้าอย่างรวดเร็วมากขึ้นในการศึกษาทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับดวงดาว ถ่ายภาพกลายเป็นเครื่องมือทางดาราศาสตร์ที่มีคุณค่า คาร์ลว๊าพบว่าสีของดาวและดังนั้นอุณหภูมิของมันอาจจะถูกกำหนดโดยการเปรียบเทียบขนาดของภาพกับขนาดการถ่ายภาพ การพัฒนาโฟโตอิเล็กทริกโฟโต มิเตอร์ทำให้สามารถวัดขนาดได้อย่างแม่นยำในช่วงความยาวคลื่นหลายช่วง ในปี 1921 อัลเบิร์เอไมเคิลทำวัดแรกของเส้นผ่าศูนย์กลางตัวเอกใช้สันในกล้องโทรทรรศน์เชื่องช้าที่วิลสันหอดูดาว [30]

งานทางทฤษฎีที่สำคัญเกี่ยวกับโครงสร้างทางกายภาพของดวงดาวเกิดขึ้นในช่วงทศวรรษแรกของศตวรรษที่ยี่สิบ ในปีพ. ศ. 2456 แผนภาพเฮิรตซ์ - รัสเซลล์ได้รับการพัฒนาขึ้นเพื่อขับเคลื่อนการศึกษาทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ของดวงดาว แบบจำลองที่ประสบความสำเร็จได้รับการพัฒนาเพื่ออธิบายการตกแต่งภายในของดวงดาวและวิวัฒนาการของดวงดาว Cecilia Payne-Gaposchkinเสนอเป็นครั้งแรกว่าดาวส่วนใหญ่สร้างขึ้นจากไฮโดรเจนและฮีเลียมในวิทยานิพนธ์ปริญญาเอกของเธอในปีพ. ศ. 2468 [31]สเปกตรัมของดาวที่ถูกเข้าใจเพิ่มเติมผ่านความก้าวหน้าในฟิสิกส์ควอนตัม สิ่งนี้ทำให้สามารถกำหนดองค์ประกอบทางเคมีของบรรยากาศของดาวฤกษ์ได้ [32]

ภาพอินฟราเรดจากองค์การนาซ่าของ สปิตเซอร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศแสดงหลายร้อยหลายพันดาวใน ทางช้างเผือกกาแล็คซี่

ด้วยข้อยกเว้นของเหตุการณ์ที่หายากเช่นซูเปอร์โนวาและซูเปอร์โนวา impostersดาวของแต่ละบุคคลได้รับส่วนใหญ่พบในกลุ่มท้องถิ่น , [33]และโดยเฉพาะอย่างยิ่งในส่วนที่มองเห็นของทางช้างเผือก (ตามที่แสดงให้เห็นโดยแคตตาล็อกดาวรายละเอียดพร้อมใช้งานสำหรับกาแล็คซี่ของเรา) และดาวเทียม [34]ส่วนบุคคลเช่นดาวตัวแปร Cepheid ได้รับการปฏิบัติในM87 [35]และM100กาแลคซีของราศีกันย์คลัสเตอร์ , [36]เช่นเดียวกับดาวส่องสว่างในบางกาแลคซีที่ค่อนข้างใกล้เคียงอื่น ๆ [37]ด้วยความช่วยเหลือของเลนส์ความโน้มถ่วงดาวดวงเดียว (ชื่ออิคารัส ) ได้รับการสังเกตเห็นอยู่ห่างออกไป 9 พันล้านปีแสง [38] [39]

แนวคิดของกลุ่มดาวเป็นที่รู้จักที่จะอยู่ในช่วงที่บาบิโลนระยะเวลา นักดูท้องฟ้าในสมัยโบราณจินตนาการว่าการจัดเรียงที่โดดเด่นของดวงดาวก่อให้เกิดรูปแบบและพวกมันเชื่อมโยงสิ่งเหล่านี้กับลักษณะเฉพาะของธรรมชาติหรือตำนานของพวกมัน สิบสองของการก่อเหล่านี้นอนอยู่ตามวงของสุริยุปราคาและสิ่งเหล่านี้ได้กลายเป็นพื้นฐานของโหราศาสตร์ [40]หลายของดาวแต่ละโดดเด่นมากขึ้นได้รับชื่อเฉพาะอย่างยิ่งกับอาหรับหรือภาษาละตินกำหนด

เช่นเดียวกับกลุ่มดาวบางอย่างและดวงอาทิตย์เองดาวแต่ละคนมีของตัวเองของพวกเขาตำนาน [41]เพื่อชาวกรีกโบราณบาง "ดาว" ที่รู้จักกันเป็นดาวเคราะห์ (πλανήτηςภาษากรีก (Planetes) ความหมาย "หลง") เป็นตัวแทนของเทพสำคัญต่างๆซึ่งมาจากชื่อของดาวเคราะห์ดาวพุธ , ดาวศุกร์ , ดาวอังคาร , ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ถูกถ่าย [41] ( ดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนเป็นเทพเจ้าของกรีกและโรมันแต่ทั้งสองดวงไม่เป็นที่รู้จักในสมัยโบราณเนื่องจากมีความสว่างต่ำชื่อของพวกเขาถูกกำหนดโดยนักดาราศาสตร์รุ่นหลัง)

ประมาณปี 1600 ชื่อของกลุ่มดาวถูกใช้เพื่อตั้งชื่อดวงดาวในภูมิภาคต่างๆของท้องฟ้า โยฮันน์ไบเออร์นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมันได้สร้างแผนที่ดาวขึ้นมาหลายชุดและใช้ตัวอักษรกรีกเป็นตัวกำหนดดวงดาวในแต่ละกลุ่มดาว ต่อมาระบบเลขที่อยู่บนพื้นฐานของดาวขวาขึ้นถูกคิดค้นและเพิ่มไปยังจอห์น Flamsteedแคตตาล็อกของดาวในหนังสือของเขา'Historia Coelestis สารานุกรม' (the 1712 Edition) โดยระบบเลขนี้ก็จะเรียกว่าFlamsteed กำหนดหรือFlamsteed หมายเลข [42] [43]

ผู้มีอำนาจที่ได้รับการยอมรับในระดับสากลในการตั้งชื่อวัตถุท้องฟ้าคือสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) [44]สหพันธ์ดาราศาสตร์สากลดูแลคณะทำงานเกี่ยวกับชื่อดาว (WGSN) [45]ซึ่งจัดทำรายการและกำหนดชื่อที่เหมาะสมสำหรับดวงดาว [46]บริษัท เอกชนหลายแห่งขายชื่อของดวงดาวซึ่ง IAU นักดาราศาสตร์มืออาชีพหรือชุมชนดาราศาสตร์สมัครเล่นไม่เป็นที่ยอมรับ [47]หอสมุดแห่งชาติอังกฤษนี้เรียกอลหม่าน องค์กรการค้า , [48] [49]และกรมนครนิวยอร์กของผู้บริโภคและการคุ้มครองแรงงานออกละเมิดกับ บริษัท ดาวตั้งชื่อหนึ่งดังกล่าวสำหรับการมีส่วนร่วมในการปฏิบัติทางการค้าที่หลอกลวง [50] [51]

แม้ว่าพารามิเตอร์ตัวเอกสามารถแสดงในหน่วย SIหรือหน่วยเกาส์ก็มักจะสะดวกที่สุดในการแสดงมวล , ความสว่างและรัศมีในหน่วยพลังงานแสงอาทิตย์ขึ้นอยู่กับลักษณะของดวงอาทิตย์ ในปี 2558 IAU ได้กำหนดชุดค่าแสงอาทิตย์เล็กน้อย (กำหนดเป็นค่าคงที่ SI โดยไม่มีความไม่แน่นอน) ซึ่งสามารถใช้สำหรับการอ้างอิงพารามิเตอร์ของดาวฤกษ์:

ความส่องสว่างของแสงอาทิตย์เล็กน้อย : L = 3.828 × 10 26วัตต์ [52]
รัศมีแสงอาทิตย์เล็กน้อย R = 6.957 × 10 8ม. [52]

มวลดวงอาทิตย์ M ไม่ได้กำหนดไว้อย่างชัดเจนโดย IAU เนื่องจากความไม่แน่นอนที่มีขนาดใหญ่ญาติ (10 -4 ) ของนิวตันแรงโน้มถ่วงคงกรัมเนื่องจากสินค้าของแรงโน้มถ่วงของนิวตันคงที่และมวลพลังงานแสงอาทิตย์ร่วมกัน (จีเอ็ม ) ได้รับการมุ่งมั่นที่จะ ความแม่นยำมากขึ้น IAU กำหนดพารามิเตอร์มวลแสงอาทิตย์เล็กน้อยเป็น:

พารามิเตอร์มวลแสงอาทิตย์เล็กน้อย: GM = 1.3271244 × 10 20ม. 3วินาที−2 [52]

พารามิเตอร์มวลแสงอาทิตย์เล็กน้อยสามารถใช้ร่วมกับการประมาณ CODATA ล่าสุด (2014) ของค่าคงที่ความโน้มถ่วงของนิวตัน G เพื่อให้ได้มวลแสงอาทิตย์ประมาณ 1.9885 × 10 30กก. แม้ว่าค่าที่แน่นอนสำหรับความส่องสว่างรัศมีพารามิเตอร์มวลและมวลอาจแตกต่างกันเล็กน้อยในอนาคตเนื่องจากความไม่แน่นอนเชิงสังเกตค่าคงที่ระบุของ IAU ปี 2015 จะยังคงเป็นค่า SI เหมือนเดิมเนื่องจากยังคงเป็นมาตรการที่มีประโยชน์สำหรับการอ้างถึงพารามิเตอร์ที่เป็นดาวฤกษ์

ความยาวขนาดใหญ่เช่นรัศมีของดาวยักษ์หรือแกนกึ่งสำคัญของระบบดาวคู่มักแสดงในรูปของหน่วยดาราศาสตร์ - โดยประมาณเท่ากับระยะห่างเฉลี่ยระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ (150 ล้านกม. หรือ ประมาณ 93 ล้านไมล์) ในปี 2555 IAU ได้กำหนดค่าคงที่ทางดาราศาสตร์ให้มีความยาวที่แน่นอนเป็นเมตร: 149,597,870,700 เมตร [52]

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์มวลต่ำ (รอบซ้าย) และดาวมวลสูง (วงรอบขวา) โดยมีตัวอย่างเป็นตัวเอียง

ดาวรวมตัวจากภูมิภาคของพื้นที่ของความหนาแน่นของสสารที่สูงขึ้น แต่พื้นที่เหล่านั้นมีความหนาแน่นน้อยกว่าภายในห้องสูญญากาศ บริเวณเหล่านี้หรือที่เรียกว่าเมฆโมเลกุลประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่โดยมีฮีเลียมประมาณ 23 ถึง 28 เปอร์เซ็นต์และองค์ประกอบที่หนักกว่าสองสามเปอร์เซ็นต์ ตัวอย่างหนึ่งของดาวขึ้นรูปภูมิภาคดังกล่าวเป็นเนบิวลานายพราน [53]ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่รวมตัวกันเป็นกลุ่มดาวหลายสิบถึงหลายแสนดวง [54]ดาวขนาดใหญ่ในกลุ่มเหล่านี้มีอำนาจอาจส่องสว่างเมฆเหล่านั้นโอโซนไฮโดรเจนและการสร้างภูมิภาค H II ผลตอบรับดังกล่าวจากการก่อตัวของดาวอาจรบกวนเมฆและป้องกันการก่อตัวของดาวในที่สุด [55]

ดาวทั้งหมดใช้เวลาส่วนใหญ่ในการดำรงอยู่ในฐานะดาวฤกษ์ในลำดับหลักโดยส่วนใหญ่ได้รับเชื้อเพลิงจากการหลอมรวมนิวเคลียร์ของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมภายในแกนของพวกมัน อย่างไรก็ตามดาวที่มีมวลต่างกันมีคุณสมบัติที่แตกต่างกันอย่างเห็นได้ชัดในขั้นตอนต่างๆของการพัฒนา ชะตากรรมสุดท้ายของดาวที่มีมวลมากกว่านั้นแตกต่างจากดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าเช่นเดียวกับความส่องสว่างและผลกระทบที่มีต่อสิ่งแวดล้อม ดังนั้นนักดาราศาสตร์มักจัดกลุ่มดาวตามมวล: [56]

  • ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยมากโดยมีมวลต่ำกว่า 0.5 M จะหมุนเวียนได้เต็มที่และกระจายฮีเลียมอย่างเท่าเทียมกันทั่วทั้งดาวในขณะที่อยู่ในลำดับหลัก ดังนั้นพวกเขาไม่เคยได้รับการเผาไหม้เปลือกและไม่เคยกลายเป็นดาวยักษ์แดง หลังจากใช้ไฮโดรเจนหมดแล้วพวกมันจะกลายเป็นดาวแคระขาวฮีเลียมและเย็นลงอย่างช้าๆ [57]ในขณะที่อายุการใช้งาน 0.5  M ดาวยาวกว่าอายุของจักรวาล , ไม่มีดาวดังกล่าวยังไม่ถึงขั้นที่ดาวแคระขาว
  • ดาวมวลต่ำ (รวมทั้งดวงอาทิตย์) มีมวลระหว่าง 0.5  M และ 1.8-2.5  M ขึ้นอยู่กับองค์ประกอบไม่กลายเป็นดาวยักษ์แดงเป็นไฮโดรเจนหลักของพวกเขาจะหมดและพวกเขาเริ่มที่จะเผาไหม้ก๊าซฮีเลียมในแกนในแฟลชฮีเลียม ; พวกเขาพัฒนาเลวแกนคาร์บอนออกซิเจนในภายหลังยักษ์สาขา asymptotic ; ในที่สุดพวกมันก็ระเบิดเปลือกนอกออกเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์และทิ้งแกนกลางไว้ในรูปของดาวแคระขาว
  • ดาวฤกษ์มวลปานกลางระหว่าง 1.8–2.5  M และ 5–10  M ผ่านขั้นตอนวิวัฒนาการคล้ายกับดาวฤกษ์มวลต่ำ แต่หลังจากช่วงเวลาสั้น ๆ บนกิ่งดาวยักษ์แดงพวกมันจะจุดฮีเลียมโดยไม่ใช้แฟลชและใช้เวลาขยาย ระยะเวลาในกอสีแดงก่อนที่จะสร้างแกนคาร์บอน - ออกซิเจนที่เสื่อมสภาพ
  • ดาวขนาดใหญ่โดยทั่วไปมีมวลต่ำสุด 7-10  M (อาจจะเป็นต่ำเป็น 5-6  M ) หลังจากใช้ไฮโดรเจนที่แกนกลางจนหมดแล้วดาวเหล่านี้จะกลายเป็นซุปเปอร์ไจแอนต์และไปหลอมรวมธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม พวกมันจบชีวิตลงเมื่อแกนของมันพังทลายและระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา

การก่อตัวของดาว

ความคิดของศิลปินเกี่ยวกับการกำเนิดของดวงดาวภายในเมฆโมเลกุลที่หนาแน่น
กระจุกดาวอายุน้อยประมาณ 500 ดวงอยู่ในเรือนเพาะชำของดาวฤกษ์W40 ที่อยู่ใกล้

การก่อตัวของดาวฤกษ์เริ่มต้นด้วยความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงภายในเมฆโมเลกุลซึ่งเกิดจากบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงกว่าซึ่งมักเกิดจากการบีบอัดของเมฆโดยการแผ่รังสีจากดาวมวลมากการขยายฟองอากาศในตัวกลางระหว่างดวงดาวการชนกันของเมฆโมเลกุลต่าง ๆ หรือการชนกัน ของดาราจักร (เช่นเดียวกับดาราจักรแบบดาวกระจาย ) [58] [59]เมื่อพื้นที่มีความหนาแน่นเพียงพอของสสารที่จะเป็นไปตามเกณฑ์สำหรับความไม่เสถียรของยีนส์ก็จะเริ่มพังทลายลงภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวมันเอง [60]

เมื่อเมฆถล่มกลุ่มฝุ่นและก๊าซหนาแน่นแต่ละกลุ่มจะก่อตัวเป็น " Bok globules " เมื่อลูกโลกยุบตัวลงและความหนาแน่นเพิ่มขึ้นพลังงานความโน้มถ่วงจะแปลงเป็นความร้อนและอุณหภูมิจะสูงขึ้น เมื่อเมฆ protostellar ได้ถึงประมาณสภาพที่มั่นคงของสภาวะสมดุลอุทกสถิตเป็นProtostarรูปแบบที่หลัก [61]ดาวฤกษ์ก่อนลำดับหลักเหล่านี้มักถูกล้อมรอบด้วยแผ่นดิสก์ที่เป็นดาวเคราะห์นอกระบบและขับเคลื่อนโดยการแปลงพลังงานโน้มถ่วงเป็นหลัก ช่วงเวลาของการหดตัวของแรงโน้มถ่วงเป็นเวลาประมาณ 10 ล้านปีสำหรับดาวฤกษ์อย่างดวงอาทิตย์ถึง 100 ล้านปีสำหรับดาวแคระแดง [62]

ดาวเริ่มต้นของการน้อยกว่า 2 M จะเรียกว่าT Tauri ดาวในขณะที่ผู้ที่มีมวลมากขึ้นเป็นดาวเฮอร์บิกเออี / บีอี ดาวเหล่านี้เพิ่งตั้งขึ้นใหม่ปล่อยไอพ่นของก๊าซตามแนวแกนของพวกเขาในการหมุนซึ่งอาจลดโมเมนตัมเชิงมุมของดาวยุบและผลในแพทช์เล็ก ๆ ของความคลุมเครือที่รู้จักกันเป็นวัตถุ Herbig-Haro [63] [64]เครื่องบินไอพ่นเหล่านี้ร่วมกับการแผ่รังสีจากดาวฤกษ์มวลมากที่อยู่ใกล้เคียงอาจช่วยขับไล่เมฆรอบ ๆ ที่ดาวฤกษ์นั้นก่อตัวออกไป [65]

ในช่วงแรกของการพัฒนาดาว T Tauri ตามรอย Hayashi - พวกเขาหดตัวและความส่องสว่างลดลงในขณะที่ยังคงอยู่ที่อุณหภูมิใกล้เคียงกัน น้อยใหญ่ T Tauri ดาวตามเส้นทางนี้เพื่อลำดับหลักในขณะที่ดาวขนาดใหญ่ขึ้นหันไปยังติดตาม Henyey [66]

ดาวส่วนใหญ่ถูกสังเกตว่าเป็นสมาชิกของระบบดาวคู่และคุณสมบัติของไบนารีเหล่านั้นเป็นผลมาจากเงื่อนไขที่พวกมันก่อตัวขึ้น [67]เมฆแก๊สต้องสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมเพื่อที่จะยุบตัวและก่อตัวเป็นดาว การกระจายตัวของเมฆออกเป็นดาวฤกษ์หลายดวงจะกระจายโมเมนตัมเชิงมุมนั้นบางส่วน ไบนารีดึกดำบรรพ์ถ่ายโอนโมเมนตัมเชิงมุมบางส่วนโดยปฏิสัมพันธ์ระหว่างความโน้มถ่วงระหว่างการเผชิญหน้ากับดาวดวงอื่นในกระจุกดาวฤกษ์อายุน้อยอย่างใกล้ชิด การโต้ตอบเหล่านี้มีแนวโน้มที่จะแยกไบนารี (แบบอ่อน) ที่แยกออกจากกันอย่างกว้างขวางมากขึ้นในขณะที่ทำให้ไบนารีแบบแข็งมีขอบเขตแน่นขึ้น สิ่งนี้ทำให้เกิดการแยกไบนารีออกเป็นสองการแจกแจงประชากรที่สังเกตได้ [68]

ลำดับหลัก

ดาวฤกษ์ใช้เวลาประมาณ 90% ของการดำรงอยู่ในการหลอมรวมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมในปฏิกิริยาอุณหภูมิสูงและแรงดันสูงในบริเวณแกนกลาง กล่าวกันว่าดาวดังกล่าวอยู่ในลำดับหลักและเรียกว่าดาวแคระ เริ่มต้นที่ลำดับหลักอายุศูนย์สัดส่วนของฮีเลียมในแกนกลางของดาวจะเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ อัตราการหลอมนิวเคลียร์ที่แกนกลางจะเพิ่มขึ้นอย่างช้าๆเช่นเดียวกับอุณหภูมิและความส่องสว่างของดาว [69]เช่นดวงอาทิตย์คาดว่าจะมีความส่องสว่างเพิ่มขึ้นประมาณ 40% นับตั้งแต่ที่มันมาถึงลำดับหลัก 4.6 พันล้าน (4.6 × 10 9 ) เมื่อหลายปีก่อน [70]

ดาวทุกคนสร้างลมตัวเอกของอนุภาคที่เป็นสาเหตุของการรั่วไหลอย่างต่อเนื่องของก๊าซเข้าไปในพื้นที่ สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มวลที่สูญเสียไปนั้นมีค่าเล็กน้อย ดวงอาทิตย์สูญเสีย 10 −14 ล้านทุกปี[71]หรือประมาณ 0.01% ของมวลรวมตลอดอายุขัยทั้งหมด อย่างไรก็ตามดาวฤกษ์ที่มีมวลมากอาจสูญเสีย 10 −7ถึง 10 −5 M ในแต่ละปีซึ่งส่งผลต่อวิวัฒนาการของพวกมันอย่างมีนัยสำคัญ [72]ดาวที่ขึ้นต้นด้วยมากกว่า 50 M สามารถสูญเสียมวลรวมไปกว่าครึ่งในขณะที่อยู่ในลำดับหลัก [73]

ตัวอย่าง แผนภาพเฮิรตซ์ - รัสเซลสำหรับกลุ่มดาวที่มีดวงอาทิตย์ (ตรงกลาง) (ดู การจำแนก )

เวลาที่ดาวฤกษ์ใช้ในลำดับหลักขึ้นอยู่กับปริมาณเชื้อเพลิงที่มีเป็นหลักและอัตราที่มันหลอมรวมเข้าด้วยกัน ดวงอาทิตย์คาดว่าจะมีชีวิตอยู่ 1 หมื่นล้าน (10 10 ) ปี ดาวจำนวนมากใช้เชื้อเพลิงอย่างรวดเร็วและมีอายุสั้น ดาวฤกษ์มวลน้อยกินเชื้อเพลิงช้ามาก ดาวมวลน้อยกว่า 0.25 M เรียกว่าดาวแคระแดงจะสามารถที่จะหลอมรวมเกือบทั้งหมดของมวลของพวกเขาในขณะที่ดาวประมาณ 1 M สามารถฟิวส์ประมาณ 10% ของมวลของพวกเขา การรวมกันของการใช้เชื้อเพลิงที่ช้าลงและการจ่ายเชื้อเพลิงที่ใช้งานได้ค่อนข้างมากทำให้ดาวฤกษ์มวลน้อยมีอายุประมาณหนึ่งล้านล้าน (10 12 ) ปี มากที่สุดของ 0.08 M จะมีอายุประมาณ 12000000000000 ปี ดาวแคระแดงจะร้อนขึ้นและส่องสว่างมากขึ้นเมื่อสะสมฮีเลียม เมื่อไฮโดรเจนหมดในที่สุดพวกมันจะหดตัวเป็นดาวแคระขาวและอุณหภูมิจะลดลง [57]เนื่องจากอายุการใช้งานของดาวฤกษ์ดังกล่าวมากกว่าอายุของจักรวาลในปัจจุบัน (13.8 พันล้านปี) จึงคาดว่าไม่มีดาวใดที่มีขนาดต่ำกว่า 0.85 M [74]ที่เคลื่อนออกจากลำดับหลัก

นอกจากมวลแล้วองค์ประกอบที่หนักกว่าฮีเลียมยังมีบทบาทสำคัญในการวิวัฒนาการของดวงดาว นักดาราศาสตร์ป้ายองค์ประกอบทั้งหมดที่หนักกว่าฮีเลียม "โลหะ" และเรียกสารเคมีที่มีความเข้มข้นขององค์ประกอบเหล่านี้ในดาวของโลหะ ความเป็นโลหะของดาวสามารถมีผลต่อเวลาที่ดาวฤกษ์ใช้ในการเผาไหม้เชื้อเพลิงและควบคุมการก่อตัวของสนามแม่เหล็ก[75]ซึ่งส่งผลต่อความแรงของลมที่เป็นตัวเอกของมัน [76]ดาวฤกษ์ที่มีอายุเก่ากว่าIIมีความเป็นโลหะน้อยกว่าดาวฤกษ์ที่อายุน้อยกว่าอย่างมากเนื่องจากมีองค์ประกอบของเมฆโมเลกุลที่พวกมันก่อตัวขึ้น เมื่อเวลาผ่านไปเมฆเหล่านี้จะถูกรวมเข้ากับองค์ประกอบที่หนักกว่ามากขึ้นเรื่อย ๆ เมื่อดาวฤกษ์ที่มีอายุมากตายและสูญเสียชั้นบรรยากาศไปบางส่วน [77]

โพสต์ - ลำดับหลัก

Betelgeuseเมื่อเห็น ALMA นี่เป็นครั้งแรกที่ ALMA ได้สังเกตพื้นผิวของดาวและทำให้ได้ภาพ Betelgeuse ที่มีความละเอียดสูงสุด

ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีความสูงอย่างน้อย 0.4 M [78]หมดอุปทานของไฮโดรเจนที่แกนกลางพวกมันจะเริ่มหลอมรวมไฮโดรเจนในเปลือกที่ล้อมรอบแกนฮีเลียม ชั้นนอกของดาวขยายตัวและเย็นอย่างมากที่เปลี่ยนพวกเขาเป็นดาวยักษ์แดง ในบางกรณีพวกเขาจะหลอมรวมองค์ประกอบที่หนักกว่าที่แกนกลางหรือในเปลือกหอยรอบแกนกลาง เมื่อดาวฤกษ์ขยายตัวพวกมันจะโยนมวลส่วนหนึ่งซึ่งเสริมด้วยองค์ประกอบที่หนักกว่าเหล่านั้นลงในสภาพแวดล้อมระหว่างดวงดาวเพื่อนำกลับมาใช้ใหม่ในภายหลังในฐานะดาวดวงใหม่ [79]ในเวลาประมาณ 5 พันล้านปีเมื่อดวงอาทิตย์เข้าสู่ช่วงการเผาไหม้ฮีเลียมจะขยายเป็นรัศมีสูงสุดประมาณ 1 หน่วยดาราศาสตร์ (150 ล้านกิโลเมตร) 250 เท่าของขนาดปัจจุบันและสูญเสียไป 30% ของมวลปัจจุบัน . [70] [80]

เมื่อเปลือกที่เผาด้วยไฮโดรเจนผลิตฮีเลียมมากขึ้นแกนกลางจะมีมวลและอุณหภูมิเพิ่มขึ้น ในสีแดงขนาดยักษ์สูงถึง 2.25 M มวลของแกนฮีเลียมจะกลายเป็นคนเลวก่อนที่จะฮีเลียมฟิวชั่น ในที่สุดเมื่ออุณหภูมิเพิ่มขึ้นเพียงพอแกนฮีเลียมฟิวชันจะเริ่มระเบิดในสิ่งที่เรียกว่าแฟลชฮีเลียมและดาวฤกษ์จะหดตัวในรัศมีอย่างรวดเร็วเพิ่มอุณหภูมิพื้นผิวและเคลื่อนไปยังกิ่งก้านแนวนอนของแผนภาพ HR สำหรับดาวที่มีมวลมากขึ้นการหลอมรวมแกนของฮีเลียมจะเริ่มขึ้นก่อนที่แกนกลางจะเสื่อมสภาพและดาวดวงนี้ใช้เวลาอยู่ในกอสีแดงเผาฮีเลียมอย่างช้าๆก่อนที่ซองจดหมายด้านนอกจะยุบตัวลงและดาวจึงเคลื่อนไปยังกิ่งไม้ในแนวนอน [81]

หลังจากดาวดวงหนึ่งหลอมรวมฮีเลียมในแกนกลางของมันแล้วมันจะเริ่มหลอมรวมฮีเลียมเข้ากับเปลือกรอบแกนคาร์บอนร้อน จากนั้นดาวฤกษ์จะเดินตามเส้นทางวิวัฒนาการที่เรียกว่าasymptotic giant branch (AGB) ซึ่งขนานไปกับเฟสยักษ์แดงอื่น ๆ ที่อธิบายไว้ แต่มีความส่องสว่างสูงกว่า ดาว AGB ที่มีมวลมากขึ้นอาจได้รับคาร์บอนฟิวชั่นช่วงสั้น ๆ ก่อนที่แกนกลางจะเสื่อมสภาพ ในช่วง AGB ดาวจะได้รับคลื่นความร้อนเนื่องจากความไม่เสถียรในแกนกลางของดาว ในพัลส์ความร้อนเหล่านี้ความส่องสว่างของดาวจะแตกต่างกันไปและสสารจะถูกขับออกจากชั้นบรรยากาศของดาวจนกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ในที่สุด มวลของดาวสามารถขับออกมาได้มากถึง 50 - 70% ในกระบวนการสูญเสียมวลนี้ เนื่องจากการขนส่งพลังงานในดาว AGB ส่วนใหญ่เกิดจากการพาความร้อนวัสดุที่ถูกขับออกมานี้จึงเสริมด้วยผลิตภัณฑ์ฟิวชันที่ขุดขึ้นมาจากแกนกลาง ดังนั้นเนบิวลาดาวเคราะห์จึงอุดมไปด้วยองค์ประกอบเช่นคาร์บอนและออกซิเจน ในที่สุดเนบิวลาดาวเคราะห์ก็กระจายตัวเพิ่มคุณค่าให้กับตัวกลางระหว่างดวงดาวทั่วไป [82]ดังนั้นดวงดาวในอนาคตจึงถูกสร้างขึ้นจาก "วัตถุแห่งดวงดาว" จากดวงดาวในอดีต [83]

ดวงดาวขนาดใหญ่

ชั้นคล้ายหัวหอมที่แกนกลางของดาวที่มีวิวัฒนาการขนาดใหญ่ก่อนที่แกนกลางจะพังทลาย

ในระหว่างขั้นตอนฮีเลียมเผาไหม้ของพวกเขาเป็นดาวกว่า 9 เท่าของดวงอาทิตย์ขยายในรูปแบบแรกสีฟ้าแล้วซุปเปอร์ยักษ์สีแดง โดยเฉพาะอย่างยิ่งดาวฤกษ์ที่มีมวลมากอาจวิวัฒนาการไปเป็นดาว Wolf-Rayetซึ่งมีลักษณะเป็นสเปกตรัมที่ครอบงำโดยเส้นการปล่อยของธาตุที่หนักกว่าไฮโดรเจนซึ่งมาถึงพื้นผิวเนื่องจากการพาความร้อนที่รุนแรงและการสูญเสียมวลที่รุนแรงหรือจากการลอกชั้นนอกออก [84]

เมื่อฮีเลียมหมดที่แกนกลางของดาวมวลมากแกนกลางจะหดตัวและอุณหภูมิและความดันจะเพิ่มขึ้นมากพอที่จะหลอมรวมคาร์บอน (ดูกระบวนการเผาไหม้ด้วยคาร์บอน ) กระบวนการนี้ดำเนินต่อไปโดยขั้นตอนต่อเนื่องจะถูกเติมเชื้อเพลิงด้วยนีออน (ดูกระบวนการเผาไหม้ของนีออน ) ออกซิเจน (ดูกระบวนการเผาไหม้ด้วยออกซิเจน ) และซิลิกอน (ดูกระบวนการเผาซิลิกอน ) ใกล้ถึงจุดจบของชีวิตดาวการหลอมรวมยังคงดำเนินต่อไปตามชุดของเปลือกชั้นหัวหอมภายในดาวขนาดใหญ่ แต่ละเปลือกจะหลอมรวมองค์ประกอบที่แตกต่างกันโดยเปลือกนอกสุดจะหลอมรวมไฮโดรเจน เปลือกถัดไปหลอมรวมฮีเลียมและอื่น ๆ [85]

ขั้นตอนสุดท้ายเกิดขึ้นเมื่อดาวขนาดใหญ่เริ่มต้นการผลิตเหล็ก เนื่องจากนิวเคลียสของเหล็กถูกมัดแน่นกว่านิวเคลียสที่หนักกว่าการหลอมรวมใด ๆ ที่อยู่เหนือเหล็กจึงไม่ก่อให้เกิดการปลดปล่อยพลังงานสุทธิ [86]

ยุบ

เมื่อแกนกลางของดาวหดตัวความเข้มของรังสีจากพื้นผิวนั้นจะเพิ่มขึ้นทำให้เกิดความดันการแผ่รังสีดังกล่าวบนเปลือกนอกของก๊าซซึ่งจะผลักชั้นเหล่านั้นออกไปจนกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ หากสิ่งที่ยังคงอยู่หลังจากบรรยากาศด้านนอกได้รับการหลั่งน้อยกว่าประมาณ 1.4 M มันหดตัวลงไปยังวัตถุที่ค่อนข้างเล็ก ๆ เกี่ยวกับขนาดของโลกที่รู้จักกันเป็นดาวแคระขาว ดาวแคระขาวขาดมวลสำหรับการบีบอัดความโน้มถ่วงเพิ่มเติมที่จะเกิดขึ้น [87]เรื่องอิเล็กตรอนเลวภายในดาวแคระขาวไม่เป็นพลาสม่า ในที่สุดดาวแคระขาวก็จางหายไปเป็นดาวแคระดำในช่วงเวลาที่ยาวนานมาก [88]

เนบิวลาปู (The Crab Nebula ) เศษซากของซูเปอร์โนวาที่สังเกตเห็นครั้งแรกเมื่อประมาณปี ค.ศ.

ในดาวมวลมากการหลอมรวมจะดำเนินต่อไปจนกระทั่งแกนเหล็กมีขนาดใหญ่ขึ้น (มากกว่า 1.4 M ) จนไม่สามารถรองรับมวลของตัวเองได้อีกต่อไป หลักนี้จู่ ๆ ก็จะยุบเป็นอิเล็กตรอนจะขับรถเข้าไปในโปรตอนของอดีตนิวตรอนนิวตริโนและรังสีแกมมาในการออกมาของอิเล็กตรอนและเบต้าสลายผกผัน shockwaveที่เกิดขึ้นจากการล่มสลายอย่างฉับพลันนี้จะทำให้ส่วนที่เหลือของดาวเพื่อให้ระเบิดในซูเปอร์โนวา ซูเปอร์โนวาสว่างมากจนอาจส่องแสงไปที่กาแล็กซีบ้านเกิดทั้งหมดของดาวในช่วงสั้น ๆ เมื่อเกิดขึ้นภายในทางช้างเผือกซูเปอร์โนวาได้รับการสังเกตโดยผู้สังเกตการณ์ด้วยตาเปล่าในอดีตว่าเป็น "ดาวดวงใหม่" ซึ่งดูเหมือนว่าไม่มีมาก่อน [89]

การระเบิดของซูเปอร์โนวาได้พัดพาชั้นนอกของดาวออกไปจนเหลือเศษซากเช่นเนบิวลาปู [89]แกนกลางถูกบีบอัดเป็นดาวนิวตรอนซึ่งบางครั้งก็แสดงตัวเป็นพัลซาร์หรือเอ็กซเรย์เบิร์สเตอร์ ในกรณีของดาวที่ใหญ่ที่สุดที่เหลือเป็นหลุมดำมากขึ้นกว่า 4 M [90]ในดาวนิวตรอนสสารอยู่ในสถานะที่เรียกว่าสสารเสื่อมสภาพด้วยนิวตรอนโดยมีสสารเสื่อมรูปแบบแปลกใหม่มากขึ้นสสารQCDอาจมีอยู่ในแกนกลาง [91]

ชั้นนอกของดาวที่กำลังจะตายนั้นรวมถึงธาตุหนักซึ่งอาจถูกนำกลับมาใช้ใหม่ในระหว่างการก่อตัวของดาวดวงใหม่ ธาตุหนักเหล่านี้อนุญาตให้ก่อตัวของดาวเคราะห์หิน การไหลออกจากซูเปอร์โนวาและกระแสลมของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่มีส่วนสำคัญในการสร้างตัวกลางระหว่างดวงดาว [89]

ดาวคู่

วิวัฒนาการของดาวคู่อาจมีความแตกต่างอย่างมีนัยสำคัญจากวิวัฒนาการของดาวเดี่ยวที่มีมวลเดียวกัน หากดาวในระบบเลขฐานสองอยู่ใกล้กันมากพอเมื่อดาวดวงใดดวงหนึ่งขยายตัวจนกลายเป็นดาวยักษ์แดงมันอาจจะล้นกลีบโรชของมันบริเวณรอบ ๆ ดาวฤกษ์ที่วัสดุถูกจับด้วยแรงโน้มถ่วงกับดาวดวงนั้นซึ่งนำไปสู่การถ่ายโอนวัสดุไปยังอีกดวงหนึ่ง . เมื่อกลีบโรชล้น, ความหลากหลายของปรากฏการณ์ที่จะส่งผลให้รวมทั้งไบนารีติดต่อ , ทั่วไปซองไบนารีตัวแปรกลียุค , พลัดหลงฟ้า , [92]และพิมพ์ซุปเปอร์โนวา Ia การถ่ายโอนมวลนำไปสู่กรณีต่างๆเช่นAlgol paradoxซึ่งดาวที่มีวิวัฒนาการมากที่สุดในระบบมีมวลน้อยที่สุด [93]

วิวัฒนาการของระบบดาวคู่และลำดับที่สูงกว่านั้นได้รับการวิจัยอย่างเข้มข้นเนื่องจากมีการค้นพบดาวจำนวนมากว่าเป็นสมาชิกของระบบเลขฐานสอง ประมาณครึ่งหนึ่งของดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์และมีสัดส่วนของดาวฤกษ์มวลมากที่สูงกว่าก่อตัวเป็นระบบหลายระบบและสิ่งนี้อาจมีอิทธิพลอย่างมากต่อปรากฏการณ์เช่นโนวาและซูเปอร์โนวาการก่อตัวของดาวบางประเภทและการเพิ่มคุณค่าของอวกาศด้วยผลิตภัณฑ์สังเคราะห์นิวคลีโอซิส . [94]

อิทธิพลของการวิวัฒนาการของดาวคู่ที่มีต่อการก่อตัวของดาวมวลมากที่วิวัฒนาการแล้วเช่นตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสงดาว Wolf-Rayet และต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวาที่ยุบแกนกลางบางชั้นยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ ดาวฤกษ์มวลมากเพียงดวงเดียวอาจไม่สามารถขับไล่ชั้นนอกของพวกมันออกไปได้เร็วพอที่จะสร้างชนิดและจำนวนของดาวที่มีวิวัฒนาการซึ่งสังเกตได้หรือสร้างแหล่งกำเนิดที่จะระเบิดได้เหมือนกับซูเปอร์โนวาที่สังเกตเห็น นักดาราศาสตร์บางคนมองว่าการถ่ายโอนมวลผ่านการลอกความโน้มถ่วงในระบบเลขฐานสองเป็นวิธีแก้ปัญหานั้น [95] [96] [97]

ความประทับใจของศิลปินเกี่ยวกับ ระบบซิเรียสซึ่งเป็น ดาวแคระขาวที่โคจรรอบ ดาวฤกษ์ลำดับหลักประเภท A

ดาวฤกษ์ไม่ได้กระจายไปทั่วจักรวาลอย่างสม่ำเสมอ แต่โดยปกติจะรวมกลุ่มกันเป็นกาแลคซีพร้อมกับก๊าซและฝุ่นระหว่างดวงดาว กาแล็กซีขนาดใหญ่ทั่วไปเช่นทางช้างเผือกประกอบด้วยดวงดาวหลายแสนล้านดวง มีกาแล็กซีมากกว่า 2 ล้านล้าน (10 12 ) แม้ว่าส่วนใหญ่จะมีมวลน้อยกว่า 10% ของทางช้างเผือก [98]โดยรวมแล้วมีแนวโน้มที่จะอยู่ระหว่าง10 22และ10 24ดวง[99] [100] (มีดาวมากกว่าเม็ดทรายทั้งหมดบนโลก ) [101] [102] [103]ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่อยู่ในกาแลคซี แต่ระหว่าง 10 ถึง 50% ของแสงดาวในกระจุกดาราจักรขนาดใหญ่อาจมาจากดวงดาวนอกกาแล็กซีใดก็ได้ [104] [105] [106]

ระบบดาวหลายดวงประกอบด้วยสองหรือผูกพันมากขึ้นแรงโน้มถ่วงดาวที่โคจรแต่ละอื่น ๆ ระบบดาวหลายดวงที่ง่ายและธรรมดาที่สุดคือดาวคู่ แต่มีระบบของดาวสามดวงขึ้นไป ด้วยเหตุผลด้านความเสถียรของวงโคจรระบบดาวหลายดวงดังกล่าวมักจัดเป็นชุดดาวคู่ตามลำดับชั้น [107]กลุ่มที่ใหญ่กว่าเรียกว่ากระจุกดาว ช่วงเหล่านี้มีตั้งแต่การเชื่อมโยงดาวฤกษ์แบบหลวม ๆกับดาวฤกษ์เพียงไม่กี่ดวงไปจนถึงการเปิดกระจุกดาวที่มีดาวนับสิบถึงหลายพันดวงไปจนถึงกระจุกดาวทรงกลมขนาดมหึมาที่มีดาวนับแสนดวง ระบบดังกล่าวโคจรรอบดาราจักรเจ้าภาพ ดวงดาวในกระจุกดาวเปิดหรือทรงกลมล้วนก่อตัวจากเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์เดียวกันดังนั้นโดยปกติแล้วสมาชิกทั้งหมดจะมีอายุและองค์ประกอบใกล้เคียงกัน [82]

มีการสังเกตเห็นดาวหลายดวงและส่วนใหญ่หรือทั้งหมดอาจก่อตัวขึ้นในระบบดาวหลายดวงที่มีขอบเขตด้วยแรงโน้มถ่วง โดยเฉพาะอย่างยิ่งสำหรับดาวระดับ O และ B ที่มีขนาดใหญ่มากซึ่ง 80% เชื่อว่าเป็นส่วนหนึ่งของระบบดาวหลายดวง สัดส่วนของระบบดาวเดี่ยวจะเพิ่มขึ้นตามมวลดาวที่ลดลงดังนั้นจึงทราบว่ามีดาวแคระแดงเพียง 25% เท่านั้นที่มีดาวบริวาร เนื่องจาก 85% ของดาวทั้งหมดเป็นดาวแคระแดงมากกว่าสองในสามของดาวในทางช้างเผือกจึงน่าจะเป็นดาวแคระแดงเดี่ยว [108]ในการศึกษาเมฆโมเลกุลของเพอร์ซีอุสในปี 2560 นักดาราศาสตร์พบว่าดาวฤกษ์ที่เกิดใหม่ส่วนใหญ่อยู่ในระบบเลขฐานสอง ในแบบจำลองที่อธิบายข้อมูลได้ดีที่สุดดาวทั้งหมดในตอนแรกก่อตัวเป็นไบนารีแม้ว่าไบนารีบางดวงจะแยกตัวและทิ้งดาวเดี่ยวไว้ข้างหลัง [109] [110]

มุมมองนี้ NGC 6397รวมถึงดาวที่รู้จักในฐานะ พลัดหลงสีฟ้าสำหรับสถานที่ของพวกเขาใน แผนภาพ Hertzsprung-รัสเซล

ดาวฤกษ์ที่ใกล้โลกที่สุดนอกเหนือจากดวงอาทิตย์คือProxima Centauriซึ่งอยู่ห่างออกไป 4.2465 ปีแสง (40.175 ล้านล้านกิโลเมตร) การเดินทางด้วยความเร็ววงโคจรของกระสวยอวกาศ 8 กิโลเมตรต่อวินาที (29,000 กิโลเมตรต่อชั่วโมง) จะใช้เวลาประมาณ 150,000 ปีจึงจะมาถึง [111]นี้เป็นปกติของการแยกเป็นตัวเอกในแผ่นกาแล็คซี่ [112]ดาวสามารถมากใกล้ชิดกับแต่ละอื่น ๆ ในศูนย์ของกาแลคซีและในกระจุกดาวทรงกลมหรือไกลออกจากกันในรัศมีกาแล็คซี่

เนื่องจากระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์นอกนิวเคลียสของกาแลคซีค่อนข้างกว้างการชนกันระหว่างดวงดาวจึงเป็นเรื่องที่หายาก ในบริเวณที่หนาแน่นกว่าเช่นแกนกลางของกระจุกดาวทรงกลมหรือใจกลางกาแลคซีการชนกันอาจเกิดขึ้นได้บ่อย [113]การชนกันดังกล่าวสามารถผลิตสิ่งที่เรียกว่าพลัดหลงฟ้า ดาวฤกษ์ที่ผิดปกติเหล่านี้มีอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่าดังนั้นจึงมีสีน้ำเงินมากกว่าดาวฤกษ์ที่วงเลี้ยวของลำดับหลักในกระจุกดาวที่พวกมันอยู่ ในวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มาตรฐานผู้เร่ร่อนสีน้ำเงินจะมีวิวัฒนาการไปจากลำดับหลักแล้วดังนั้นจะไม่ปรากฏให้เห็นในคลัสเตอร์ [114]

เกือบทุกอย่างเกี่ยวกับดาวจะถูกกำหนดโดยมวลเริ่มต้นรวมถึงลักษณะต่างๆเช่นความส่องสว่างขนาดวิวัฒนาการอายุขัยและชะตากรรมในที่สุด

อายุ

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีอายุระหว่าง 1 พันล้านถึง 1 หมื่นล้านปี ดาวบางคนอาจจะใกล้เคียงกับที่เก่า 13800000000 ปีสังเกตอายุของจักรวาล ดาวที่เก่าแก่ที่สุดที่ยังค้นพบHD 140283มีชื่อเล่นว่าดาวเมธูเสลาห์มีอายุประมาณ 14.46 ± 0.8 พันล้านปี [115] (เนื่องจากค่าความไม่แน่นอนอายุของดาวดวงนี้จึงไม่ขัดแย้งกับอายุของจักรวาลซึ่งกำหนดโดยดาวเทียมพลังค์ที่ 13.799 ± 0.021) [115] [116]

ยิ่งดาวฤกษ์มีมวลมากเท่าใดอายุการใช้งานก็จะสั้นลงเนื่องจากดาวฤกษ์มวลมากมีแรงกดดันต่อแกนกลางมากขึ้นทำให้พวกมันเผาไหม้ไฮโดรเจนได้เร็วขึ้น ดาวที่มีมวลมากที่สุดมีอายุเฉลี่ยไม่กี่ล้านปีในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยที่สุด (ดาวแคระแดง) เผาผลาญเชื้อเพลิงได้ช้ามากและสามารถอยู่ได้หลายสิบถึงหลายแสนล้านปี [117] [118]

ช่วงชีวิตของการวิวัฒนาการของดวงดาวในหลายพันล้านปี [119]
มวลเริ่มต้น ( M ) ลำดับหลัก Subgiant ยักษ์แดงตัวแรก คอร์เขากำลังลุกเป็นไฟ
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

เมื่อดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นในกาแล็กซีทางช้างเผือกปัจจุบันประกอบด้วยไฮโดรเจนประมาณ 71% และฮีเลียม 27% [120]ซึ่งวัดโดยมวลโดยมีองค์ประกอบที่หนักกว่าเล็กน้อย โดยทั่วไปแล้วส่วนของธาตุหนักจะวัดได้จากปริมาณเหล็กในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์เนื่องจากธาตุเหล็กเป็นองค์ประกอบทั่วไปและเส้นการดูดกลืนของมันค่อนข้างง่ายต่อการวัด ส่วนขององค์ประกอบที่หนักกว่าอาจเป็นตัวบ่งชี้ความเป็นไปได้ที่ดาวดวงนี้จะมีระบบดาวเคราะห์ [121]

ดาวฤกษ์ที่มีปริมาณเหล็กต่ำที่สุดที่เคยวัดได้คือดาวแคระ HE1327-2326 ซึ่งมีธาตุเหล็กเพียง 1 / 200,000 ของดวงอาทิตย์ [122]ในทางตรงกันข้ามดาวที่มีโลหะเป็นพิเศษμ Leonisมีธาตุเหล็กมากเกือบสองเท่าของดวงอาทิตย์ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีดาวเคราะห์14 Herculisมีเหล็กเกือบสามเท่า [123]ดาวที่มีลักษณะเฉพาะทางเคมีแสดงให้เห็นองค์ประกอบบางอย่างในสเปกตรัมจำนวนมากผิดปกติ โดยเฉพาะอย่างยิ่งโครเมี่ยมและธาตุหายากองค์ประกอบ [124]ดาวฤกษ์ที่มีชั้นบรรยากาศภายนอกที่เย็นกว่ารวมถึงดวงอาทิตย์สามารถสร้างโมเลกุลไดอะตอมและโพลีอะตอมได้หลายแบบ [125]

เส้นผ่านศูนย์กลาง

ดาวที่รู้จักกันดีบางดวงมีสีและขนาดที่สัมพันธ์กัน

เนื่องจากอยู่ห่างจากโลกมากดวงดาวทุกดวงยกเว้นดวงอาทิตย์จึงปรากฏต่อตาข้างเดียวเป็นจุดที่ส่องแสงบนท้องฟ้ายามค่ำคืนที่กระพริบตาเนื่องจากผลกระทบของชั้นบรรยากาศของโลก ดวงอาทิตย์อยู่ใกล้โลกมากพอที่จะปรากฏเป็นดิสก์แทนและให้แสงสว่างในเวลากลางวัน อื่น ๆ กว่าดวงอาทิตย์ดาวที่มีขนาดใหญ่ที่สุดที่เห็นได้ชัดคือR Doradusมีเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมเพียง 0.057 arcseconds [126]

ดิสก์ของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีขนาดเชิงมุมเล็กเกินไปที่จะสังเกตเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสงภาคพื้นดินในปัจจุบันดังนั้นจึงจำเป็นต้องใช้กล้องโทรทรรศน์อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ในการสร้างภาพของวัตถุเหล่านี้ อีกเทคนิคสำหรับการวัดขนาดเชิงมุมของดาวคือผ่านแอบแฝง ด้วยการวัดความสว่างที่ลดลงของดาวอย่างแม่นยำขณะที่ดวงจันทร์ถูกบดบัง(หรือความสว่างที่เพิ่มขึ้นเมื่อปรากฏขึ้นอีกครั้ง) สามารถคำนวณเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของดาวได้ [127]

ดาวฤกษ์มีขนาดตั้งแต่ดาวนิวตรอนซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางตั้งแต่ 20 ถึง 40 กม. (25 ไมล์) ไปจนถึงsupergiantsเช่นBetelgeuseในกลุ่มดาวนายพรานซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,000 เท่าของดวงอาทิตย์[128] [129]ด้วยความหนาแน่นต่ำกว่ามาก [130]

จลนศาสตร์

ดาวลูกไก่เป็น กระจุกดาวเปิดดาวใน กลุ่มดาวของ ราศีพฤษภ ดาวเหล่านี้มีการเคลื่อนไหวร่วมกันผ่านอวกาศ [131]

การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ที่สัมพันธ์กับดวงอาทิตย์สามารถให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์เกี่ยวกับการกำเนิดและอายุของดาวตลอดจนโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาราจักรโดยรอบ ส่วนประกอบของการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ประกอบด้วยความเร็วในแนวรัศมีเข้าหาหรือห่างจากดวงอาทิตย์และการเคลื่อนที่เชิงมุมซึ่งเรียกว่าการเคลื่อนที่ที่เหมาะสม

รัศมีความเร็ววัดจากDoppler กะของเส้นสเปกตรัมของดาวและจะได้รับในหน่วยของกม. / s การเคลื่อนที่ที่เหมาะสมของดาวฤกษ์พารัลแลกซ์ของมันถูกกำหนดโดยการวัดแอสโตรเมตริกที่แม่นยำในหน่วยมิลลิอาร์กวินาที (mas) ต่อปี ด้วยความรู้เกี่ยวกับพารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์และระยะทางของดาวจึงสามารถคำนวณความเร็วในการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมได้ เมื่อรวมกับความเร็วในแนวรัศมีสามารถคำนวณความเร็วทั้งหมดได้ ดาวที่มีอัตราการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมสูงมีแนวโน้มที่จะอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากทำให้เป็นดาวที่เหมาะสำหรับการวัดพารัลแลกซ์ [132]

เมื่อทราบอัตราการเคลื่อนที่ทั้งสองจะคำนวณความเร็วอวกาศของดาวที่สัมพันธ์กับดวงอาทิตย์หรือดาราจักรได้ ในบรรดาดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงพบว่าดาวฤกษ์ที่อายุน้อยกว่า I มีความเร็วต่ำกว่าดาวฤกษ์ที่มีอายุมาก วงโคจรหลังมีวงรีที่เอียงไปตามระนาบของดาราจักร [133]การเปรียบเทียบจลนศาสตร์ของดาวที่อยู่ใกล้เคียงได้รับอนุญาตให้นักดาราศาสตร์สามารถติดตามที่มาของพวกเขาไปยังจุดที่พบบ่อยในเมฆโมเลกุลยักษ์และจะเรียกว่าสมาคมเป็นตัวเอก [134]

สนามแม่เหล็ก

สนามแม่เหล็กพื้นผิวของ SU Aur (ดาวฤกษ์อายุน้อย ประเภท T Tauri ) สร้างขึ้นใหม่โดยการ ถ่ายภาพ Zeeman – Doppler

สนามแม่เหล็กของดาวจะถูกสร้างขึ้นภายในภูมิภาคของการตกแต่งภายในที่ไหลเวียนไหลเวียนเกิดขึ้น การเคลื่อนที่ของพลาสมาที่เป็นสื่อกระแสไฟฟ้าทำหน้าที่เหมือนไดนาโมซึ่งการเคลื่อนที่ของประจุไฟฟ้าจะทำให้เกิดสนามแม่เหล็กเช่นเดียวกับไดนาโมเชิงกล สนามแม่เหล็กเหล่านี้มีช่วงที่กว้างมากซึ่งขยายไปทั่วและอยู่ไกลออกไปจากดาว ความแรงของสนามแม่เหล็กจะแตกต่างกันไปตามมวลและองค์ประกอบของดาวฤกษ์และจำนวนกิจกรรมที่พื้นผิวแม่เหล็กขึ้นอยู่กับอัตราการหมุนของดาว กิจกรรมบนพื้นผิวนี้ก่อให้เกิดสตาร์สปอตซึ่งเป็นบริเวณที่มีสนามแม่เหล็กแรงสูงและอุณหภูมิพื้นผิวต่ำกว่าปกติ โคโรนาลูปเป็นเส้นโค้งของสนามแม่เหล็กที่พุ่งขึ้นจากพื้นผิวของดาวไปสู่บรรยากาศชั้นนอกของดาวซึ่งเป็นโคโรนาของมัน สามารถมองเห็นลูปของโคโรนาลได้เนื่องจากพลาสมาที่เกาะอยู่ตามความยาว เปลวไฟของดาวฤกษ์คือการระเบิดของอนุภาคพลังงานสูงที่ถูกปล่อยออกมาเนื่องจากกิจกรรมแม่เหล็กเดียวกัน [135]

ดาวฤกษ์อายุน้อยที่หมุนเร็วมักจะมีกิจกรรมบนพื้นผิวสูงเนื่องจากมีสนามแม่เหล็ก สนามแม่เหล็กสามารถกระทำกับลมดาวฤกษ์ของดาวฤกษ์โดยทำหน้าที่เป็นเบรกเพื่อค่อยๆชะลออัตราการหมุนตามเวลา ดังนั้นดาวฤกษ์ที่มีอายุมากเช่นดวงอาทิตย์จึงมีอัตราการหมุนช้ากว่ามากและมีกิจกรรมบนพื้นผิวในระดับต่ำกว่า ระดับกิจกรรมของดวงดาวที่หมุนช้าๆมักจะแตกต่างกันไปตามวัฏจักรและสามารถปิดลงพร้อมกันได้ในช่วงระยะเวลาหนึ่ง [136]ในช่วงที่มีแสงน้อยที่สุดเช่นดวงอาทิตย์มีช่วงเวลา 70 ปีโดยแทบจะไม่มีกิจกรรมที่มีแสงจากดวงอาทิตย์ [137]

มวล

หนึ่งในดาวที่มีมวลมากที่สุดที่รู้จักกันคือเอตาคารินา[138]ซึ่งมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 100–150 เท่าจะมีอายุการใช้งานเพียงหลายล้านปี การศึกษากระจุกดาวเปิดขนาดใหญ่ที่สุดชี้ให้เห็นว่า 150  M เป็นขีด จำกัด บนคร่าวๆสำหรับดวงดาวในยุคปัจจุบันของจักรวาล [139]นี่แสดงถึงค่าเชิงประจักษ์สำหรับข้อ จำกัด ทางทฤษฎีเกี่ยวกับมวลของดาวที่ก่อตัวขึ้นเนื่องจากความดันการแผ่รังสีที่เพิ่มขึ้นบนเมฆก๊าซที่เพิ่มขึ้น ดาวในหลายR136คลัสเตอร์ในขนาดใหญ่เมฆแมเจลแลนได้รับการวัดที่มีมวลขนาดใหญ่[140]แต่มันได้รับการพิจารณาว่าพวกเขาจะได้รับการสร้างขึ้นผ่านการชนและการควบรวมกิจการของดาวขนาดใหญ่ในระบบดาวคู่ใกล้ชิดพลิ้วไหว 150 M จำกัด การก่อตัวของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ [141]

เนบิวลาสะท้อน NGC 1999สว่างเรืองรองโดย V380 Orionis ท้องฟ้าสีดำเป็นช่องว่างขนาดใหญ่และไม่ใช่ เนบิวลามืดอย่างที่เคยคิด

ดาวดวงแรกที่ก่อตัวขึ้นหลังจากบิ๊กแบงอาจมีขนาดใหญ่ขึ้นถึง 300 ล้าน , [142]เนื่องจากไม่มีองค์ประกอบที่หนักกว่าลิเธียมในองค์ประกอบทั้งหมด ดาวฤกษ์ที่มีประชากรมวลมหาศาลIII รุ่นนี้น่าจะมีอยู่ในเอกภพยุคแรก ๆ (กล่าวคือมีการเปลี่ยนสีแดงสูง) และอาจเริ่มผลิตองค์ประกอบทางเคมีที่หนักกว่าไฮโดรเจนซึ่งจำเป็นสำหรับการก่อตัวในภายหลังของ ดาวเคราะห์และชีวิต ในเดือนมิถุนายนปี 2015 นักดาราศาสตร์รายงานหลักฐานประชากรสามดาวในคอสมอส Redshift 7กาแลคซีที่Z = 6.60 [143] [144]

ด้วยมวลเพียง 80 เท่าของดาวพฤหัสบดี ( M J ) 2MASS J0523-1403จึงเป็นดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดที่รู้จักกันดีภายใต้การหลอมนิวเคลียร์ในแกนกลางของมัน [145]สำหรับดาวกับโลหะคล้ายกับดวงอาทิตย์มวลขั้นต่ำทฤษฎีดาวสามารถมีและยังคงได้รับการฟิวชั่นที่เป็นแกนหลักที่คาดว่าจะอยู่ที่ประมาณ 75 M J [146] [147]เมื่อเป็นโลหะอยู่ในระดับต่ำมากขนาดต่ำสุดดาวที่ดูเหมือนว่าจะอยู่ที่ประมาณ 8.3% ของมวลดวงอาทิตย์หรือประมาณ 87 M J [147] [148]ร่างกายขนาดเล็กที่เรียกว่าดาวแคระน้ำตาลครอบครองพื้นที่สีเทาคุณภาพที่กำหนดระหว่างดาวก๊าซยักษ์ [146] [147]

การรวมกันของรัศมีและมวลของดาวเป็นตัวกำหนดแรงโน้มถ่วงที่พื้นผิวของมัน ดาวฤกษ์ขนาดยักษ์มีแรงโน้มถ่วงที่พื้นผิวต่ำกว่าดาวในลำดับหลักมากในขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็กที่มีขนาดเล็กและมีขนาดเล็กเช่นดาวแคระขาวในทางตรงกันข้าม แรงโน้มถ่วงของพื้นผิวสามารถส่งผลต่อการปรากฏตัวของสเปกตรัมของดาวได้ด้วยแรงโน้มถ่วงที่สูงขึ้นทำให้เส้นดูดกลืนขยายกว้างขึ้น [32]

การหมุน

อัตราการหมุนของดาวสามารถกำหนดได้ผ่านการวัดสเปกโทรสโกหรือกำหนดเพิ่มเติมว่าโดยการติดตามของพวกเขาstarspots ดาวฤกษ์อายุน้อยสามารถหมุนได้มากกว่า 100 กม. / วินาทีที่เส้นศูนย์สูตร ตัวอย่างเช่นดาวคลาส B Achernarมีความเร็วเส้นศูนย์สูตรประมาณ 225 กม. / วินาทีหรือสูงกว่าทำให้เส้นศูนย์สูตรของมันกระพุ้งออกไปด้านนอกและทำให้มีเส้นผ่านศูนย์กลางของเส้นศูนย์สูตรที่มากกว่า 50% ระหว่างขั้ว อัตราการหมุนนี้ต่ำกว่าความเร็ววิกฤต 300 กม. / วินาทีซึ่งความเร็วที่ดาวจะแตกออกจากกัน [149]ในทางตรงกันข้ามดวงอาทิตย์จะหมุนทุกๆ 25–35 วันโดยขึ้นอยู่กับละติจูด[150]ด้วยความเร็วเส้นศูนย์สูตร 1.93 กม. / วินาที [151]สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์ในลำดับหลักและลมของดาวฤกษ์ทำหน้าที่ชะลอการหมุนของมันลงจำนวนมากในขณะที่มันวิวัฒนาการไปตามลำดับหลัก [152]

ดาวฤกษ์ที่เสื่อมโทรมได้หดตัวเป็นมวลขนาดเล็กส่งผลให้มีอัตราการหมุนอย่างรวดเร็ว อย่างไรก็ตามพวกมันมีอัตราการหมุนค่อนข้างต่ำเมื่อเทียบกับสิ่งที่คาดหวังจากการอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม - แนวโน้มของตัวหมุนเพื่อชดเชยการหดตัวของขนาดโดยการเพิ่มอัตราการหมุน โมเมนตัมเชิงมุมของดาวส่วนใหญ่สลายไปอันเป็นผลมาจากการสูญเสียมวลผ่านลมของดาวฤกษ์ [153]อย่างไรก็ตามอัตราการหมุนของพัลซาร์อาจเร็วมาก พัลซาร์ที่อยู่ใจกลางเนบิวลาปูหมุน 30 ครั้งต่อวินาที [154]อัตราการหมุนของพัลซาร์จะค่อยๆช้าลงเนื่องจากการปล่อยรังสี [155]

อุณหภูมิ

อุณหภูมิพื้นผิวของดาวลำดับหลักจะถูกกำหนดโดยอัตราการผลิตพลังงานหลักและโดยรัศมีของตนและมักจะถูกประเมินจากดาวดัชนีสี [156]โดยปกติอุณหภูมิจะได้รับในรูปของอุณหภูมิที่มีประสิทธิผลซึ่งเป็นอุณหภูมิของร่างกายสีดำในอุดมคติที่แผ่พลังงานของมันออกมาที่ความส่องสว่างเดียวกันต่อพื้นที่ผิวของดาว อุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพเป็นเพียงตัวแทนของพื้นผิวเนื่องจากอุณหภูมิเพิ่มขึ้นสู่แกนกลาง [157]อุณหภูมิในภูมิภาคหลักของดาวเป็นหลายล้าน  เคลวิน [158]

อุณหภูมิของดาวฤกษ์จะเป็นตัวกำหนดอัตราการแตกตัวเป็นไอออนขององค์ประกอบต่างๆทำให้เกิดลักษณะการดูดซับในสเปกตรัม อุณหภูมิพื้นผิวของดาวพร้อมกับขนาดสัมบูรณ์ที่มองเห็นได้และคุณสมบัติการดูดกลืนใช้ในการจำแนกดาว (ดูการจำแนกประเภทด้านล่าง) [32]

ดาวฤกษ์ในลำดับหลักขนาดใหญ่อาจมีอุณหภูมิพื้นผิว 50,000 เคดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กกว่าเช่นดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิพื้นผิวไม่กี่พันเคดาวยักษ์แดงมีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างต่ำประมาณ 3,600 K; แต่มีความส่องสว่างสูงเนื่องจากมีพื้นที่ผิวภายนอกที่ใหญ่ [159]

พลังงานที่ผลิตโดยดาวผลิตภัณฑ์ของนิวเคลียร์ฟิวชันที่แผ่กระจายไปยังพื้นที่เป็นทั้งรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าและรังสีอนุภาค รังสีอนุภาคปล่อยออกมาจากดาวเป็นที่ประจักษ์เป็นลมตัวเอก[160]ซึ่งลำธารจากชั้นนอกเป็นประจุไฟฟ้าโปรตอนและอัลฟาและอนุภาคเบต้า กระแสของนิวตริโนที่แทบไม่มีมวลไหลออกมาโดยตรงจากแกนกลางของดาว [161]

การผลิตพลังงานที่แกนกลางเป็นสาเหตุที่ทำให้ดาวส่องแสงสว่างไสวทุกครั้งที่นิวเคลียสของอะตอมตั้งแต่สองตัวขึ้นไปหลอมรวมกันเป็นนิวเคลียสอะตอมเดียวของธาตุที่หนักกว่าใหม่โฟตอนรังสีแกมมา จะถูกปล่อยออกมาจากผลิตภัณฑ์นิวเคลียร์ฟิวชัน พลังงานนี้จะถูกแปลงเป็นพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้ารูปแบบอื่นที่มีความถี่ต่ำกว่าเช่นแสงที่มองเห็นได้เมื่อถึงชั้นนอกของดาว [162]

สีของดาวซึ่งพิจารณาจากความถี่ที่รุนแรงที่สุดของแสงที่มองเห็นได้ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของชั้นนอกของดาวฤกษ์รวมถึงโฟโตสเฟียร์ของมันด้วย [163]นอกจากแสงที่มองเห็นดาวเปล่งรูปแบบของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่มองไม่เห็นด้วยตามนุษย์ ในความเป็นจริงรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของดาวฤกษ์ครอบคลุมสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าทั้งหมดตั้งแต่ความยาวคลื่นที่ยาวที่สุดของคลื่นวิทยุผ่านอินฟราเรดแสงที่มองเห็นอัลตราไวโอเลตไปจนถึงรังสีเอกซ์และรังสีแกมมาที่สั้นที่สุด จากมุมมองของพลังงานทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากดาวส่วนประกอบของการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของดาวฤกษ์ไม่ได้มีความสำคัญ แต่ความถี่ทั้งหมดจะให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับฟิสิกส์ของดาว [161]

การใช้สเปกตรัมของดาวฤกษ์นักดาราศาสตร์สามารถกำหนดอุณหภูมิพื้นผิวแรงโน้มถ่วงของพื้นผิวความเป็นโลหะและความเร็วในการหมุนของดาวได้ หากพบระยะห่างของดาวเช่นจากการวัดพารัลแลกซ์ก็จะได้ความส่องสว่างของดาว จากนั้นมวลรัศมีแรงโน้มถ่วงของพื้นผิวและระยะเวลาการหมุนสามารถประมาณได้ตามแบบจำลองของดาวฤกษ์ (สามารถคำนวณมวลของดาวในระบบเลขฐานสองได้โดยการวัดความเร็วและระยะทางในการโคจรของพวกมันไมโครเลนซิงความโน้มถ่วงถูกใช้เพื่อวัดมวลของดาวดวงเดียว[164] ) ด้วยพารามิเตอร์เหล่านี้นักดาราศาสตร์สามารถประมาณอายุของดาวได้ [165]

ความส่องสว่าง

ความส่องสว่างของดาวคือปริมาณแสงและพลังงานการแผ่รังสีรูปแบบอื่น ๆ ที่มันแผ่ออกมาต่อหนึ่งหน่วยเวลา มันมีหน่วยของพลังงาน ความส่องสว่างของดาวขึ้นอยู่กับรัศมีและอุณหภูมิพื้นผิว ดาวฤกษ์จำนวนมากไม่ได้แผ่รังสีอย่างสม่ำเสมอทั่วทั้งพื้นผิว ตัวอย่างเช่นดาวเวก้าที่หมุนอย่างรวดเร็วมีฟลักซ์พลังงาน (กำลังต่อหน่วยพื้นที่) ที่ขั้วของมันสูงกว่าตามแนวเส้นศูนย์สูตร [166]

พื้นผิวดาวเป็นหย่อม ๆ ที่มีอุณหภูมิและความส่องสว่างต่ำกว่าค่าเฉลี่ยเรียกว่าสตาร์สปอดาวแคระขนาดเล็กเช่นดวงอาทิตย์ของเราโดยทั่วไปมีดิสก์ที่ไม่มีลักษณะเฉพาะโดยมีเพียงสตาร์สปอตขนาดเล็กเท่านั้น ดาวยักษ์มีขนาดใหญ่กว่าและชัดเจนกว่ามาก[167]และพวกมันแสดงให้เห็นว่ากิ่งก้านของดาวฤกษ์มีสีเข้มขึ้น นั่นคือความสว่างจะลดลงไปทางขอบของดิสก์ดาวฤกษ์ [168]ดาวลุกเป็นไฟของดาวแคระแดงเช่นUV Cetiอาจมีลักษณะเด่นของสตาร์สปอต [169]

ขนาด

เห็นได้ชัดความสว่างของดาวจะแสดงในแง่ของขนาดที่เห็นได้ชัด มันเป็นหน้าที่ของความส่องสว่างของดาวฤกษ์ระยะห่างจากโลกผลการสูญพันธุ์ของฝุ่นและก๊าซระหว่างดวงดาวและการเปลี่ยนแปลงของแสงของดาวเมื่อผ่านชั้นบรรยากาศของโลก ขนาดที่แท้จริงหรือค่าสัมบูรณ์มีความสัมพันธ์โดยตรงกับความส่องสว่างของดาวฤกษ์และเป็นขนาดที่ปรากฏของดาวได้ถ้าระยะห่างระหว่างโลกกับดาวฤกษ์เท่ากับ 10 พาร์เซก (32.6 ปีแสง) [170]

จำนวนดาวที่สว่างกว่าขนาด
เห็นได้ชัด
ขนาด
จำนวน 
ดาว[171]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1,602
6 4,800
7 14,000

ทั้งสเกลขนาดที่ชัดเจนและขนาดสัมบูรณ์เป็นหน่วยลอการิทึม : ความแตกต่างของจำนวนเต็มหนึ่งขนาดจะเท่ากับการแปรผันของความสว่างประมาณ 2.5 เท่า[172] ( รากที่ 5ของ 100 หรือประมาณ 2.512) ซึ่งหมายความว่าดาวขนาดดวงแรก (+1.00) มีความสว่างมากกว่าดาวขนาดที่สอง (+2.00) ประมาณ 2.5 เท่าและสว่างกว่าดาวขนาดที่ 6ประมาณ 100 เท่า(+6.00) ดาวที่จางที่สุดที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าภายใต้สภาวะการมองเห็นที่ดีมีขนาดประมาณ +6 [173]

ทั้งขนาดที่ชัดเจนและขนาดสัมบูรณ์ยิ่งมีขนาดเล็กเท่าใดดาวก็จะยิ่งสว่างมากขึ้นเท่านั้น ยิ่งมีขนาดใหญ่เท่าใดดาวก็ยิ่งจางลง ดาวที่สว่างที่สุดไม่ว่าจะเป็นขนาดใดมีตัวเลขขนาดติดลบ การแปรผันของความสว่าง (Δ L ) ระหว่างดาวสองดวงคำนวณโดยการลบเลขขนาดของดาวที่สว่างกว่า ( m b ) ออกจากจำนวนขนาดของดาวที่จางกว่า ( m f ) จากนั้นใช้ความแตกต่างเป็นเลขชี้กำลังสำหรับเลขฐาน 2.512; กล่าวคือ:

เมื่อเทียบกับทั้งความส่องสว่างและระยะห่างจากโลกขนาดสัมบูรณ์ของดาวฤกษ์ ( M ) และขนาดที่เห็นได้ชัด ( ม. ) จะไม่เทียบเท่า ตัวอย่างเช่น[172]ดาวสว่างซิเรียสมีขนาดชัดเจนเท่ากับ −1.44 แต่มีขนาดสัมบูรณ์เท่ากับ +1.41

ดวงอาทิตย์มีขนาดชัดเจนเท่ากับ −26.7 แต่มีขนาดสัมบูรณ์เพียง +4.83 ซิเรียสเป็นดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้ายามค่ำคืนเมื่อมองจากโลกมีความสว่างมากกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 23 เท่าในขณะที่คาโนปุสซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างเป็นอันดับสองในท้องฟ้ายามค่ำคืนที่มีขนาดสัมบูรณ์เท่ากับ −5.53 มีความส่องสว่างมากกว่าประมาณ 14,000 เท่า ดวงอาทิตย์. แม้คาโนปุสจะส่องสว่างมากกว่าซิเรียสอย่างมากมาย แต่ดาวดวงหลังก็สว่างกว่าทั้งสองดวง เนื่องจากซิเรียสอยู่ห่างจากโลกเพียง 8.6 ปีแสงในขณะที่คาโนปุสอยู่ห่างออกไปมากที่ระยะทาง 310 ปีแสง [174]

ส่วนใหญ่ที่รู้จักกันดาวส่องสว่างมีขนาดที่แน่นอนของประมาณ -12 สอดคล้องกับ 6 ล้านครั้งการส่องสว่างของดวงอาทิตย์ [175] ตามทฤษฎีแล้วดาวฤกษ์ที่ส่องสว่างน้อยที่สุดอยู่ที่ขีด จำกัด ล่างของมวลซึ่งดาวฤกษ์สามารถรองรับการหลอมรวมนิวเคลียร์ของไฮโดรเจนในแกนกลางได้ ดาวที่สูงกว่าขีด จำกัด นี้อยู่ในคลัสเตอร์NGC 6397 ดาวแคระแดงที่จางที่สุดในคลัสเตอร์มีขนาดสัมบูรณ์ 15 ในขณะที่มีการค้นพบดาวแคระขาวขนาดสัมบูรณ์ที่ 17 [176] [177]

ช่วงอุณหภูมิพื้นผิวของ
ดาวฤกษ์ชั้นต่างๆ [178]
คลาส อุณหภูมิ ตัวอย่างดาว
โอ 33,000 K ขึ้นไป ซีตาโอฟิอุจิ
10,500–30,000 K Rigel
7,500–10,000 พัน Altair
6,000–7,200 พัน Procyon ก
5,500–6,000 พัน อา
เค 4,000–5,250 พัน เอปไซลอนอินดี
2,600–3,850 พัน Proxima Centauri

ปัจจุบันระบบการจำแนกเป็นตัวเอกที่เกิดขึ้นในศตวรรษที่ 20 ต้นเมื่อดาวถูกจัดจากเพื่อQขึ้นอยู่กับความแข็งแรงของเส้นไฮโดรเจน [179]คิดว่าความแรงของเส้นไฮโดรเจนเป็นฟังก์ชันเชิงเส้นอย่างง่ายของอุณหภูมิ แต่กลับมีความซับซ้อนมากขึ้น: มันแข็งแกร่งขึ้นเมื่ออุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นยอดใกล้ 9000 K และลดลงเมื่ออุณหภูมิสูงขึ้น การจำแนกประเภทถูกจัดลำดับใหม่ตามอุณหภูมิซึ่งเป็นไปตามรูปแบบที่ทันสมัย [180]

ดาวจะได้รับการจำแนกตัวอักษรเดียวตามสเปกตรัมของพวกมันตั้งแต่ประเภทOซึ่งร้อนมากไปจนถึงMซึ่งเย็นมากจนโมเลกุลอาจรวมตัวกันในชั้นบรรยากาศได้ จำแนกประเภทหลักในการสั่งซื้อลดลงอุณหภูมิพื้นผิวคือ: O, B, A, F, G, KและM สเปกตรัมหายากหลากหลายประเภทจะได้รับการจำแนกประเภทพิเศษ ที่พบมากที่สุดคือประเภทLและTซึ่งจัดเป็นดาวฤกษ์มวลต่ำที่เย็นที่สุดและดาวแคระน้ำตาล ตัวอักษรแต่ละตัวมีหน่วยงานย่อย 10 หน่วยโดยมีหมายเลขตั้งแต่ 0 ถึง 9 ตามลำดับของอุณหภูมิที่ลดลง อย่างไรก็ตามระบบนี้หยุดทำงานที่อุณหภูมิสูงมากเนื่องจากอาจไม่มีคลาสO0และO1 [181]

นอกจากนี้ดาวอาจจำแนกตามผลกระทบความส่องสว่างที่พบในเส้นสเปกตรัมซึ่งสอดคล้องกับขนาดเชิงพื้นที่และกำหนดโดยแรงโน้มถ่วงที่พื้นผิว ช่วงเหล่านี้มีตั้งแต่0 ( hypergiants ) ถึงIII ( ยักษ์ ) ถึงV (คนแคระลำดับหลัก); ผู้เขียนบางคนเพิ่มVII (ดาวแคระขาว) ดาวในลำดับหลักตกตามแถบแนวทแยงแคบ ๆ เมื่อสร้างกราฟตามขนาดสัมบูรณ์และชนิดของสเปกตรัม [181]ดวงอาทิตย์เป็นดาวแคระเหลืองลำดับG2V ที่มีอุณหภูมิปานกลางและขนาดปกติ [182]

มีระบบการตั้งชื่อเพิ่มเติมในรูปแบบของตัวอักษรตัวพิมพ์เล็กที่เพิ่มไว้ที่ส่วนท้ายของประเภทสเปกตรัมเพื่อระบุคุณสมบัติที่แปลกประหลาดของสเปกตรัม ตัวอย่างเช่น " e " สามารถบ่งบอกถึงการมีอยู่ของสายการปล่อย; " m " แสดงถึงระดับโลหะที่แข็งแกร่งผิดปกติและ " var " อาจหมายถึงการเปลี่ยนแปลงในประเภทสเปกตรัม [181]

ดาวแคระขาวมีระดับของตัวเองที่ขึ้นต้นด้วยตัวอักษรD นี่ยังแบ่งย่อยออกเป็นคลาสDA , DB , DC , DO , DZและDQขึ้นอยู่กับประเภทของเส้นที่โดดเด่นที่พบในสเปกตรัม ตามด้วยค่าตัวเลขที่ระบุอุณหภูมิ [183]

รูปลักษณ์ที่ไม่สมมาตรของ Miraซึ่งเป็นดาวแปรแสงที่สั่นไหว

ดาวแปรแสงมีการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างเป็นระยะหรือแบบสุ่มเนื่องจากคุณสมบัติภายในหรือภายนอก จากดาวที่แปรผันภายในประเภทหลักสามารถแบ่งย่อยได้เป็นสามกลุ่มหลัก

ในระหว่างการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ดวงดาวบางดวงผ่านช่วงที่พวกมันสามารถกลายเป็นตัวแปรที่เร้าใจได้ ดาวฤกษ์แปรปรวนที่มีการสั่นจะแตกต่างกันไปในรัศมีและความส่องสว่างเมื่อเวลาผ่านไปขยายตัวและหดตัวโดยมีช่วงเวลาตั้งแต่นาทีถึงปีขึ้นอยู่กับขนาดของดาว ประเภทนี้รวมถึงCepheid และ Cepheid เหมือนดาวและตัวแปรระยะเวลานานเช่นMira [184]

ตัวแปร Eruptive คือดาวที่มีความส่องสว่างเพิ่มขึ้นอย่างกะทันหันเนื่องจากแสงแฟลร์หรือเหตุการณ์พุ่งออกมาจำนวนมาก [184]กลุ่มนี้ประกอบด้วยกลุ่มโปรโตสตาร์ดาวหมาป่า - เรเยต์และดาวลุกเป็นไฟรวมถึงดาวยักษ์และดาวยักษ์

ดาวฤกษ์ที่แปรสภาพเป็นกลียุคหรือระเบิดคือดาวที่มีการเปลี่ยนแปลงคุณสมบัติอย่างมาก กลุ่มนี้รวมถึงโนวาและซูเปอร์โนวา ระบบดาวคู่ที่มีดาวแคระขาวอยู่ใกล้ ๆ สามารถก่อให้เกิดการระเบิดของดาวฤกษ์ที่น่าตื่นตาตื่นใจเหล่านี้บางประเภทรวมถึงโนวาและซูเปอร์โนวาประเภท 1a [81]การระเบิดเกิดขึ้นเมื่อดาวแคระขาวสะสมไฮโดรเจนจากดาวคู่หูและสร้างมวลขึ้นจนกว่าไฮโดรเจนจะผ่านการหลอมรวม [185] โนวาบางคนกำเริบโดยมีการระเบิดของแอมพลิจูดปานกลางเป็นระยะ [184]

ดาวฤกษ์อาจมีความส่องสว่างแตกต่างกันไปเนื่องจากปัจจัยภายนอกเช่นการโคจรแบบไบนารีรวมถึงดาวที่หมุนรอบตัวซึ่งก่อให้เกิดจุดสตาร์ตสุดขั้ว [184]ตัวอย่างที่น่าสังเกตของไบนารีการบดบังคือ Algol ซึ่งมีขนาดแตกต่างกันไปจาก 2.1 ถึง 3.4 เป็นประจำในช่วง 2.87 วัน [186]

โครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ในลำดับหลักที่มีมวลซึ่งระบุเป็นมวลสุริยะโซนการพาความร้อนที่มีรอบลูกศรและโซนการแผ่รังสีที่มีแสงกะพริบสีแดง จากซ้ายไปขวาเป็น ดาวแคระสีแดงเป็น สีเหลืองแคระและ สีฟ้าขาวดาวหลักลำดับ

การตกแต่งภายในของดาวฤกษ์ที่มีเสถียรภาพอยู่ในสภาวะสมดุลของไฮโดรสแตติก : กองกำลังบนปริมาตรขนาดเล็กใด ๆ เกือบจะถ่วงดุลซึ่งกันและกัน แรงที่สมดุลคือแรงโน้มถ่วงภายในและแรงภายนอกเนื่องจากการไล่ระดับความดันภายในดาว การไล่ระดับความดันถูกกำหนดโดยการไล่ระดับอุณหภูมิของพลาสมา ส่วนนอกของดาวนั้นเย็นกว่าแกนกลาง อุณหภูมิที่แกนกลางของลำดับหลักหรือดาวยักษ์อย่างน้อยที่สุดก็อยู่ที่ 10 7 K อุณหภูมิและความดันที่เกิดขึ้นที่แกนการเผาไหม้ไฮโดรเจนของดาวฤกษ์ในลำดับหลักนั้นเพียงพอสำหรับการฟิวชั่นนิวเคลียร์และเพื่อให้มีพลังงานเพียงพอ ที่จะผลิตขึ้นเพื่อป้องกันการล่มสลายของดาวต่อไป [187] [188]

เมื่อนิวเคลียสของอะตอมหลอมรวมอยู่ในแกนกลางพวกมันจะปล่อยพลังงานออกมาในรูปของรังสีแกมมา โฟตอนเหล่านี้ทำปฏิกิริยากับพลาสม่าโดยรอบเพิ่มพลังงานความร้อนที่แกนกลาง ดาวที่อยู่ในลำดับหลักจะเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมสร้างฮีเลียมในแกนกลางอย่างช้าๆ แต่มีสัดส่วนเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ในที่สุดปริมาณฮีเลียมจะกลายเป็นสิ่งที่โดดเด่นและการผลิตพลังงานจะสิ้นสุดลงที่แกนกลาง แต่สำหรับดาวที่มีขนาดมากกว่า 0.4 M ฟิวชั่นจะเกิดขึ้นในเปลือกที่ขยายตัวช้าๆรอบ ๆแกนฮีเลียมที่เสื่อมสภาพ [189]

นอกเหนือไปจากสภาวะสมดุลอุทกสถิต, การตกแต่งภายในของดาวที่มีเสถียรภาพจะรักษาความสมดุลของพลังงานสมดุลความร้อน มีการไล่ระดับอุณหภูมิตามแนวรัศมีทั่วทั้งภายในซึ่งส่งผลให้มีพลังงานไหลไปทางภายนอก ฟลักซ์พลังงานที่ออกจากชั้นใด ๆ ภายในดาวจะตรงกับฟลักซ์ขาเข้าจากด้านล่างทุกประการ [190]

โซนรังสีเป็นพื้นที่ของการตกแต่งภายในเป็นตัวเอกที่ฟลักซ์ของพลังงานออกไปขึ้นอยู่กับการถ่ายโอนความร้อนรังสีตั้งแต่การพาความร้อนจะไม่มีประสิทธิภาพในโซนนั้น ในภูมิภาคนี้พลาสมาจะไม่ถูกรบกวนและการเคลื่อนไหวของมวลใด ๆ จะตายไป ถ้ากรณีนี้ไม่ได้แล้วพลาสม่าจะกลายเป็นไม่แน่นอนและการพาความร้อนจะเกิดขึ้นกลายเป็นโซนการพาความร้อน สิ่งนี้สามารถเกิดขึ้นได้เช่นในบริเวณที่เกิดฟลักซ์พลังงานสูงมากเช่นใกล้แกนกลางหรือในบริเวณที่มีความทึบสูง(ทำให้การถ่ายเทความร้อนด้วยรังสีไม่มีประสิทธิภาพ) เช่นเดียวกับในซองจดหมายด้านนอก [188]

การเกิดการพาความร้อนในซองด้านนอกของดาวในลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลของดาว ดาวฤกษ์ที่มีมวลหลายเท่าของดวงอาทิตย์มีเขตการพาความร้อนอยู่ลึกเข้าไปภายในและมีเขตการแผ่รังสีในชั้นนอก ดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กกว่าเช่นดวงอาทิตย์จะอยู่ตรงข้ามกันโดยมีเขตการหมุนเวียนอยู่ในชั้นนอก [191]ดาวแคระแดงที่มีความยาวน้อยกว่า 0.4 M มีการหมุนเวียนตลอดซึ่งป้องกันการสะสมของแกนฮีเลียม [78]สำหรับดาวส่วนใหญ่พื้นที่หมุนเวียนจะแตกต่างกันไปตามช่วงอายุของดวงดาวและรัฐธรรมนูญของการตกแต่งภายในมีการปรับเปลี่ยน [188]

ภาพตัดขวางของ ดวงอาทิตย์

โฟโตสเฟียร์คือส่วนของดาวฤกษ์ที่ผู้สังเกตการณ์มองเห็นได้ นี่คือชั้นที่พลาสมาของดาวกลายเป็นโฟตอนของแสงโปร่งใส จากที่นี่พลังงานที่สร้างขึ้นที่แกนกลางจะกลายเป็นอิสระในการแพร่กระจายสู่อวกาศ ภายในโฟโตสเฟียร์ที่มีจุดดวงอาทิตย์บริเวณที่มีอุณหภูมิต่ำกว่าค่าเฉลี่ยปรากฏขึ้น [192]

เหนือระดับของโฟโตสเฟียร์คือชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ ในดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักเช่นดวงอาทิตย์ซึ่งเป็นระดับต่ำสุดของชั้นบรรยากาศเหนือโฟโตสเฟีเป็นบางchromosphereภูมิภาคที่spiculesปรากฏขึ้นและพลุตัวเอกเริ่มต้น ด้านบนนี้คือพื้นที่การเปลี่ยนแปลงซึ่งอุณหภูมิจะเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วภายในระยะทางเพียง 100 กม. (62 ไมล์) นอกเหนือจากนี้คือโคโรนาซึ่งเป็นพลาสมาที่มีความร้อนสูงซึ่งสามารถขยายออกไปด้านนอกได้หลายล้านกิโลเมตร [193]การมีอยู่ของโคโรนาดูเหมือนจะขึ้นอยู่กับโซนหมุนเวียนในชั้นนอกของดาว [191]แม้จะมีอุณหภูมิสูงและโคโรนาก็เปล่งแสงน้อยมากเนื่องจากมีความหนาแน่นของก๊าซต่ำ โดยปกติบริเวณโคโรนาของดวงอาทิตย์จะปรากฏให้เห็นในช่วงสุริยุปราคาเท่านั้น

จากโคโรนาลมของอนุภาคพลาสม่าที่เป็นตัวเอกจะแผ่ขยายออกไปด้านนอกจากดาวจนกระทั่งมันมีปฏิสัมพันธ์กับตัวกลางระหว่างดวงดาว สำหรับดวงอาทิตย์อิทธิพลของลมสุริยะแผ่ไปทั่วบริเวณที่มีรูปร่างคล้ายฟองซึ่งเรียกว่าเฮลิโอสเฟียร์ [194]

ภาพรวมของสายโซ่โปรตอน - โปรตอน
วัฏจักรคาร์บอน - ไนโตรเจน - ออกซิเจน

เมื่อนิวเคลียสฟิวส์มวลของผลิตภัณฑ์ที่หลอมรวมจะน้อยกว่ามวลของชิ้นส่วนเดิม นี้มวลที่หายไปจะถูกแปลงเป็นพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้าตามที่เท่าเทียมมวลพลังงานความสัมพันธ์E  =  MC 2 [195]ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันหลายชนิดเกิดขึ้นในแกนกลางของดาวซึ่งขึ้นอยู่กับมวลและองค์ประกอบของพวกมัน

กระบวนการฟิวชันของไฮโดรเจนมีความไวต่ออุณหภูมิดังนั้นการเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิแกนกลางจะส่งผลให้อัตราการหลอมรวมเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ เป็นผลให้อุณหภูมิแกนกลางของดาวฤกษ์ในลำดับหลักแตกต่างกันไปเพียง 4 ล้านเคลวินสำหรับดาวระดับ M ขนาดเล็กไปจนถึง 40 ล้านเคลวินสำหรับดาว O-class ขนาดมหึมา [158]

ในดวงอาทิตย์ด้วยแกนกลาง 16 ล้านเคลวินไฮโดรเจนจะหลอมรวมเป็นฮีเลียมในปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน - โปรตอน : [196]

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 3เขา + 2 γ (2 x 5.5 MeV)
2 3เขา→ 4เขา + 2 1 H (12.9 MeV)

มีเส้นทางอีกสองสามเส้นทางซึ่ง3เขาและ4เขารวมกันเป็น7บีซึ่งในที่สุด (ด้วยการเพิ่มโปรตอนอีกตัว) จะให้ผลสอง4เขาซึ่งได้รับหนึ่ง

ปฏิกิริยาทั้งหมดนี้ส่งผลให้เกิดปฏิกิริยาโดยรวม:

4 1 H → 4เขา + 2γ + 2ν (26.7 MeV)

โดยที่γคือโฟตอนรังสีแกมมาν eคือนิวตริโนส่วน H และฮีเป็นไอโซโทปของไฮโดรเจนและฮีเลียมตามลำดับ พลังงานที่ปลดปล่อยจากปฏิกิริยานี้มีหน่วยเป็นล้านอิเล็กตรอนโวลต์ ปฏิกิริยาแต่ละปฏิกิริยาก่อให้เกิดพลังงานเพียงเล็กน้อย แต่เนื่องจากปฏิกิริยาเหล่านี้จำนวนมหาศาลเกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องพวกมันจึงผลิตพลังงานทั้งหมดที่จำเป็นเพื่อรักษาระดับการแผ่รังสีของดาว ในการเปรียบเทียบการเผาไหม้ของโมเลกุลของก๊าซไฮโดรเจนสองโมเลกุลกับโมเลกุลของก๊าซออกซิเจนหนึ่งโมเลกุลจะปล่อยเพียง 5.7 eV

ในดาวใหญ่กว่าฮีเลียมที่ผลิตในวงจรของปฏิกิริยาเร่งปฏิกิริยาโดยคาร์บอนที่เรียกว่าวัฏจักรคาร์บอนไนโตรเจนออกซิเจน [196]

ในดาวที่วิวัฒนาการแล้วซึ่งมีแกนกลางที่ 100 ล้านเคลวินและมีมวลระหว่าง 0.5 ถึง 10 M ฮีเลียมสามารถเปลี่ยนเป็นคาร์บอนได้ในกระบวนการทริปเปิลอัลฟาที่ใช้เบริลเลียมของธาตุกลาง: [196]

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

สำหรับปฏิกิริยาโดยรวมของ:

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

ในดาวขนาดใหญ่ธาตุที่หนักกว่าสามารถถูกเผาไหม้ในหลักการทำสัญญาผ่านกระบวนการเผาไหม้นีออนและกระบวนการเผาไหม้ออกซิเจน ขั้นตอนสุดท้ายในกระบวนการสังเคราะห์นิวคลีโอซิลิกอนของดาวฤกษ์คือกระบวนการเผาซิลิกอนที่ส่งผลให้เกิดไอโซโทปเหล็ก -56 ที่เสถียร [196]ฟิวชั่นต่อไปจะเป็นกระบวนการดูดความร้อนที่สิ้นเปลืองพลังงานและพลังงานต่อไปสามารถผลิตได้จากการพังทลายของแรงโน้มถ่วงเท่านั้น

ระยะเวลาของขั้นตอนหลักของการหลอมรวมสำหรับดาว 20  M [197]

วัสดุเชื้อเพลิง
อุณหภูมิ
(ล้านเคลวิน)
ความหนาแน่น
(กก. / ซม. 3 )
ระยะเวลาการเผาไหม้
(τเป็นปี)
37 0.0045 8.1 ล้าน
เขา 188 0.97 1.2 ล้าน
870 170 976
เน 1,570 3,100 0.6
โอ 1,980 5,550 1.25
ส / ศรี 3,340 33,400 0.0315

  1. ^ a b Forbes, George (1909) ประวัติศาสตร์ดาราศาสตร์ . ลอนดอน: Watts & Co. ISBN 978-1-153-62774-0.
  2. ^ เฮฟลิอุสโจฮันนิส (1690) Firmamentum Sobiescianum, Uranographia กดานสค์
  3. ^ “ ดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยากรีกโบราณ” . หอสมุดแห่งชาติ สืบค้นเมื่อ2016-05-19 .
  4. ^ Tøndering, Claus “ ปฏิทินโบราณอื่น ๆ ” . Web การจัดแสดง สืบค้นเมื่อ2006-12-10 .
  5. ^ ฟอน Spaeth, Ove (2000). "ออกเดทแผนที่ดาวอียิปต์ที่เก่าแก่ที่สุด" . เซนทอรัส . 42 (3): 159–179 รหัสไปรษณีย์ : 2000Cent ... 42..159V . ดอย : 10.1034 / j.1600-0498.2000.420301.x . สืบค้นเมื่อ2007-10-21 .
  6. ^ นอร์ท, จอห์น (1995). ประวัติความเป็นมาของนอร์ตันดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยา นิวยอร์กและลอนดอน: WW Norton & Company ได้ pp.  30-31 ISBN 978-0-393-03656-5.
  7. ^ เมอร์ดิน, P. (2000). “ Aristillus (ประมาณ 200 ปีก่อนคริสตกาล)”. สารานุกรมดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . Bibcode : 2000eaa..bookE3440. . ดอย : 10.1888 / 0333750888/3440 . ISBN 978-0-333-75088-9.
  8. ^ Grasshoff, Gerd (1990). ประวัติความเป็นมาของรายการดาวของทอเลมี สปริงเกอร์. หน้า 1–5. ISBN 978-0-387-97181-0.
  9. ^ Pinotsis, Antonios D. "ดาราศาสตร์ในโรดส์โบราณ" . มาตราดาราศาสตร์ฟิสิกส์ดาราศาสตร์กลศาสตร์และภาควิชาฟิสิกส์มหาวิทยาลัยเอเธนส์ สืบค้นเมื่อ2009-06-02 .
  10. ^ คลาร์ก DH; Stephenson, FR (1981-06-29). "ซูเปอร์โนวาแห่งประวัติศาสตร์". Supernovae: การสำรวจการวิจัยในปัจจุบัน การดำเนินการของสถาบันการศึกษาขั้นสูง Cambridge, UK: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. หน้า 355–370 รหัสไปรษณีย์ : 1982ASIC ... 90..355C .
  11. ^ Zhao, Fu-Yuan; สตรอม RG; เจียงซือหยาง (2549). "แขกรับเชิญของ AD185 ต้องเคยเป็นซูเปอร์โนวา" วารสารดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์จีน. 6 (5): 635–640 Bibcode : 2006ChJAA ... 6..635Z . ดอย : 10.1088 / 1009-9271 / 6/5/17 .
  12. ^ "นักดาราศาสตร์ Peg สว่างประวัติศาสตร์ของดาวสว่าง" NAOA News. พ.ศ. 2546-03-05 . สืบค้นเมื่อ2006-06-08 .
  13. ^ ฟรอมเมิร์ตฮาร์ทมุท; Kronberg, Christine (2549-08-30). "ซูเปอร์โนวา 1054 - การสร้างเนบิวลาปู" . SEDS . มหาวิทยาลัยแอริโซนา
  14. ^ Duyvendak, JJL (เมษายน 2485). "แบริ่งข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับบัตรประจำตัวของเนบิวลาปูกับซูเปอร์โนวาของ ค.ศ. 1054 ส่วนผมโบราณโอเรียนเต็ลพงศาวดาร" สิ่งพิมพ์ของสมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก 54 (318): 91–94. รหัสไปรษณีย์ : 1942PASP ... 54 ... 91D . ดอย : 10.1086 / 125409 .
    Mayall, NU; Oort, Jan Hendrik (เมษายน 2485) "แบริ่งข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับบัตรประจำตัวของเนบิวลาปูกับซูเปอร์โนวาของ ค.ศ. 1054 Part II. การด้านดาราศาสตร์" สิ่งพิมพ์ของสมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก 54 (318): 95–104 รหัสไปรษณีย์ : 1942PASP ... 54 ... 95M . ดอย : 10.1086 / 125410 .
  15. ^ Brecher, K.; และคณะ (2526). "บันทึกโบราณและซูเปอร์โนวาเนบิวลาปู". หอดูดาว . 103 : 106–113 รหัสไปรษณีย์ : 1983Obs ... 103..106B .
  16. ^ เคนเนดีเอ็ดเวิร์ดเอส. (2505). "การทบทวน: หอดูดาวในศาสนาอิสลามและสถานที่ในประวัติศาสตร์ทั่วไปของหอดูดาวโดย Aydin Sayili" ไอซิส . 53 (2): 237–239 ดอย : 10.1086 / 349558 .
  17. ^ โจนส์เคนเน็ ธ กลิน (1991) Messier ของเนบิวล่าและกระจุกดาว มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ น. 1. ISBN 978-0-521-37079-0.
  18. ^ Zahoor, A. (1997). “ อัลบิรูนี” . มหาวิทยาลัยฮาซานุดดิน. สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2008-06-26 . สืบค้นเมื่อ2007-10-21 .
  19. ^ Montada, Josep Puig (2007-09-28). “ อิบนุบัจจา” . สารานุกรมปรัชญาสแตนฟอร์ด . สืบค้นเมื่อ2008-07-11 .
  20. ^ Drake, Stephen A. (2549-08-17). "ประวัติโดยย่อของดาราศาสตร์พลังงานสูง (X-ray & Gamma-Ray)" . นาซา HEASARC สืบค้นเมื่อ2006-08-24 .
  21. ^ เกรสโควิช, ปีเตอร์; รูดี้ปีเตอร์ (2549-07-24) “ ดาวเคราะห์นอกระบบ” . สพท. สืบค้นเมื่อ2012-06-15 .
  22. ^ Ahmad, IA (1995). “ ผลกระทบของแนวความคิดของอัลกุรอานเกี่ยวกับปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ต่ออารยธรรมอิสลาม”. ทิวทัศน์ดาราศาสตร์ 39 (4): 395–403 [402] Bibcode : 1995VA ..... 39..395A . ดอย : 10.1016 / 0083-6656 (95) 00033-X .
  23. ^ เซเตียอาดี (2547). "Fakhr Al-Din Al-Razi ในฟิสิกส์และธรรมชาติของโลกทางกายภาพ: การสำรวจเบื้องต้น" (PDF) ศาสนาอิสลามและวิทยาศาสตร์ 2 (2).
  24. ^ Hoskin, Michael (1998). “ คุณค่าของจดหมายเหตุในการเขียนประวัติศาสตร์ดาราศาสตร์” . ห้องสมุดและบริการข้อมูลทางดาราศาสตร์ที่สาม 153 : 207. Bibcode : 1998ASPC..153..207H . สืบค้นเมื่อ2006-08-24 .
  25. ^ Proctor, Richard A. (1870). "มีระบบดาวของเนบิวลาหรือไม่" . ธรรมชาติ . 1 (13): 331–333 รหัสไปรษณีย์ : 1870Natur ... 1..331P . ดอย : 10.1038 / 001331a0 .
  26. ^ Frank Northen Magill (1992). สำรวจ Magill ของวิทยาศาสตร์: เครื่องตรวจจับ Salem Press. น. 219. ISBN 978-0-89356-619-7.
  27. ^ MacDonnell, โจเซฟ "แองเจโล Secchi, SJ (1818-1878) พระบิดาแห่งดาราศาสตร์" มหาวิทยาลัยแฟร์ฟิลด์ สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2011-07-21 . สืบค้นเมื่อ2006-10-02 .
  28. ^ อีวานฮูเบนีย์; Dimitri Mihalas (26 ตุลาคม 2557). ทฤษฎีของดาวฤกษ์บรรยากาศ: บทนำ Astrophysical ไม่สมดุลเชิงปริมาณวิเคราะห์สเปกโทรสโก สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน น. 23. ISBN 978-0-691-16329-1.
  29. ^ Aitken, Robert G. (2507). ดาวคู่ นิวยอร์ก: Dover Publications Inc. p. 66. ISBN 978-0-486-61102-0.
  30. ^ มิเชลสัน, AA; Pease, FG (2464). "การวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของ Alpha Orionis ด้วยอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 53 (5): 249–259. Bibcode : 1921ApJ .... 53..249M . ดอย : 10.1086 / 142603 .
  31. ^ " " Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena. "CWP" . มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย . สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2005-03-18 . สืบค้นเมื่อ2013-02-21 .
  32. ^ Unsöld, Albrecht (2001). จักรวาลใหม่ (ฉบับที่ 5) นิวยอร์ก: Springer หน้า 180–185, 215–216 ISBN 978-3-540-67877-9.
  33. ^ กอร์ดอนไมเคิลเอส; ฮัมฟรีย์, โรแบร์ต้าเอ็ม; Jones, Terry J. (กรกฎาคม 2016). "ดวงดาวส่องสว่างและแปรผันใน M31 และ M33 III. The Yellow and Red Supergiants and Post-red Supergiant Evolution". วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 825 (1): 50. arXiv : 1603.08003 . รหัสไปรษณีย์ : 2016ApJ ... 825 ... 50G . ดอย : 10.3847 / 0004-637X / 825/1/50 . ISSN  0004-637X . S2CID  119281102
  34. ^ สีน้ำตาล AGA; และคณะ (การทำงานร่วมกันของ Gaia) (2021) "Gaia Early Data Release 3: สรุปเนื้อหาและคุณสมบัติการสำรวจ" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 649 : A1 arXiv : 2012.01533 รหัสไปรษณีย์ : 2021A & A ... 649A ... 1G . ดอย : 10.1051 / 0004-6361 / 202039657 . S2CID  227254300
  35. ^ De Grijs, ริชาร์ด; Bono, Giuseppe (2020) "การรวมกลุ่มของระยะทางในกลุ่มท้องถิ่น: การเผยแพร่อคติหรือการวัดความสัมพันธ์ VI การขยายไปยังระยะทางคลัสเตอร์ของราศีกันย์" ชุดเสริม Astrophysical Journal 246 (1): 3. arXiv : 1911.04312 Bibcode : 2020ApJS..246 .... 3D . ดอย : 10.3847 / 1538-4365 / ab5711 . S2CID  207852888
  36. ^ วิลลาร์ด, เรย์; Freedman, Wendy L. (1994-10-26). "ฮับเบิลกล้องโทรทรรศน์อวกาศมาตรการระยะทางที่แม่นยำเพื่อกาแล็กซี่ที่ห่างไกลที่สุด แต่" ฮับเบิลเว็บไซต์ สืบค้นเมื่อ2007-08-05 .
  37. ^ Solovyeva, Y.; Vinokurov, A.; ซาร์คิสยันก.; อะตะพิน, พ.; ฟาบริก้าเอส; วาเยฟ AF; Kniazev, A .; โชลักโควา, ออ.; Maslennikova, O. (2020). "ผู้สมัครตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสงใหม่ในกาแลคซี NGC 247" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 497 (4): 4834. arXiv : 2008.06215 Bibcode : 2020MNRAS.497.4834S . ดอย : 10.1093 / mnras / staa2117 . S2CID  221451751
  38. ^ เคลลี่แพทริคแอล; และคณะ (2018-04-02). "การขยายสูงสุดของดาวแต่ละดวงที่เรดชิฟท์ 1.5 โดยเลนส์กระจุกกาแลคซี" ธรรมชาติ . 2 (4): 334–342 arXiv : 1706.10279 รหัสไปรษณีย์ : 2018NatAs ... 2..334K . ดอย : 10.1038 / s41550-018-0430-3 . S2CID  125826925 .
  39. ^ Howell, Elizabeth (2018-04-02). "หายากจักรวาลจัดเผยไกลสุดตาเคยเห็น" Space.com . สืบค้นเมื่อ2018-04-02 .
  40. ^ Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995). โหราศาสตร์เมโสโปเต: แนะนำให้รู้จักกับบาบิโลนและดวงชะตาท้องฟ้าแอส สิ่งพิมพ์ของสถาบัน Carsten Niebuhr 19 . พิพิธภัณฑ์ Tusculanum Press น. 163. ISBN 978-87-7289-287-0.
  41. ^ โคลแมน, เลสลี่เอส"ตำนานตำนานและตำนาน" Frosty ดึงหอดูดาว สืบค้นเมื่อ2012-06-15 .
  42. ^ "การตั้งชื่อวัตถุทางดาราศาสตร์" . สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล(IAU) สืบค้นเมื่อ2009-01-30 .
  43. ^ “ การตั้งชื่อดวงดาว” . นักเรียนเพื่อการสำรวจและพัฒนาพื้นที่(SEDS) สืบค้นเมื่อ2009-01-30 .
  44. ^ ไลออลฟรานซิส; ลาร์เซน, พอลบี. (2552). "บทที่ 7: ดวงจันทร์และวัตถุท้องฟ้าอื่น ๆ ". กฎหมายอวกาศ: ตำรา Ashgate Publishing, Ltd. p. 176 . ISBN 978-0-7546-4390-6.
  45. ^ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)" . สืบค้นเมื่อ2016-05-22 .
  46. ^ “ การตั้งชื่อดวงดาว” . สืบค้นเมื่อ2021-02-05 .
  47. ^ แอนเดอร์เซนโยฮันเนส "การซื้อดาวและชื่อดารา" . สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล. สืบค้นเมื่อ2010-06-24 .
  48. ^ "การตั้งชื่อดารา" . Scientia Astrophysical Organization. 2548. สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2010-06-17 . สืบค้นเมื่อ2010-06-29 .
  49. ^ "คำเตือน: ชื่อดาวชื่อดอกกุหลาบและอื่น ๆ ที่ผู้ประกอบการที่คล้ายกัน" ห้องสมุดอังกฤษ . คณะกรรมการหอสมุดแห่งชาติอังกฤษ สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2010-01-19 . สืบค้นเมื่อ2010-06-29 .
  50. ^ Plait, Philip C. (2002). Bad ดาราศาสตร์: ความเข้าใจผิดและ misuses เปิดเผยจากโหราศาสตร์เชื่อมโยงไปถึงดวงจันทร์ "หลอกลวง" จอห์นไวลีย์และบุตรชาย หน้า  237 –240 ISBN 978-0-471-40976-2.
  51. ^ Sclafani, Tom (1998-05-08). "กิจการผู้บริโภคข้าราชการ Polonetsky เตือนผู้บริโภค: 'ซื้อสตาร์จะไม่ทำให้คุณหนึ่ง' " ศูนย์ดาราศาสตร์และไอโอโนสเฟียร์แห่งชาติหอดูดาว Aricebo สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2006-01-11 . สืบค้นเมื่อ2010-06-24 .
  52. ^ ปรสา, ก.; Harmanec, พี; ตอร์เรส, G.; มะมาเจ๊ก, จ.; และคณะ (2559). "ค่าที่กำหนดสำหรับปริมาณแสงอาทิตย์และดาวเคราะห์ที่เลือก: IAU 2015 Resolution B3" วารสารดาราศาสตร์ . 152 (2): 41. arXiv : 1605.09788 . Bibcode : 2016AJ .... 152 ... 41 ป . ดอย : 10.3847 / 0004-6256 / 152/2/41 . S2CID  55319250
  53. ^ วู้ดเวิร์ด, PR (1978). "แบบจำลองเชิงทฤษฎีของการก่อตัวของดาว". ทบทวนประจำปีดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 16 (1): 555–584 Bibcode : 1978ARA & A..16..555W . ดอย : 10.1146 / annurev.aa.16.090178.003011 .
  54. ^ ลดา, CJ; ลดา, EA (2546). "กลุ่มก้อนในเมฆโมเลกุล". ทบทวนประจำปีดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 41 (1): 57–115 arXiv : Astro-PH / 0301540 Bibcode : 2003ARA & A..41 ... 57L . ดอย : 10.1146 / annurev.astro.41.011802.094844 . S2CID  16752089
  55. ^ เมอร์เรย์นอร์แมน (2554). "ประสิทธิภาพการก่อตัวของดาวและอายุขัยของเมฆโมเลกุลยักษ์ในทางช้างเผือก". วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 729 (2): 133. arXiv : 1007.3270 . Bibcode : 2011ApJ ... 729..133M . ดอย : 10.1088 / 0004-637X / 729/2/133 . S2CID  118627665
  56. ^ Kwok, Sun (2543). ต้นกำเนิดและวิวัฒนาการของเนบิวลาดาวเคราะห์ ชุดฟิสิกส์ดาราศาสตร์ของเคมบริดจ์ 33 . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า 103–104 ISBN 978-0-521-62313-1.
  57. ^ อดัมส์เฟร็ดซี; ลาฟลิน, เกรกอรี; เกรฟส์เจเนเวีย JM "แดงคนแคระและจุดสิ้นสุดของลำดับหลัก" (PDF) ยุบแรงโน้มถ่วง: จาก Massive ดาวกับดาวเคราะห์ Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica หน้า 46–49 รหัสไปรษณีย์ : 2004RMxAC..22 ... 46A . สืบค้นเมื่อ2008-06-24 .
  58. ^ เอลเมกรีนบีจี; ลดา, CJ (2520). "การสร้างตามลำดับของกลุ่มย่อยในการเชื่อมโยง OB". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ตอนที่ 1 . 214 : 725–741 รหัสไปรษณีย์ : 1977ApJ ... 214..725E . ดอย : 10.1086 / 155302 .
  59. ^ Getman, KV; และคณะ (2555). "เนบิวลางวงช้างและกระจุกดาวทรัมเพลอร์ 37: การมีส่วนร่วมของการก่อตัวของดาวที่ถูกกระตุ้นต่อประชากรทั้งหมดของภูมิภาค H II" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 426 (4): 2917–2943 arXiv : 1208.1471 รหัสไปรษณีย์ : 2012MNRAS.426.2917G . ดอย : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21879.x . S2CID  49528100
  60. ^ สมิ ธ ไมเคิลเดวิด (2004) กำเนิดของดาว สำนักพิมพ์อิมพีเรียลคอลเลจ หน้า  57 –68 ISBN 978-1-86094-501-4.
  61. ^ Seligman, คอร์ทนีย์ "ช้าการหดตัวของ Protostellar เมฆ" เผยแพร่ด้วยตนเอง . สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2008-06-23 . สืบค้นเมื่อ2006-09-05 .
  62. ^ Arnold Hanslmeier (2010-09-29). น้ำในจักรวาล Springer Science & Business Media น. 163. ISBN 978-90-481-9984-6.
  63. ^ บอลลี่เจ.; มอร์สเจ; ไรปุระ ธ . (2539). "การกำเนิดของดวงดาว: Herbig-Haro Jets การสะสมและดิสก์โปรโต - ดาวเคราะห์" ใน Benvenuti, Piero; Macchetto, FD; Schreier, Ethan J. (eds.). วิทยาศาสตร์กับกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล - II. การดำเนินการของการประชุมเชิงปฏิบัติการที่จัดขึ้นในกรุงปารีส, ฝรั่งเศส, 04-08 ธันวาคม 1995 สถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศ. น. 491. Bibcode : 1996swhs.conf..491B
  64. ^ สมิ ธ ไมเคิลเดวิด (2004) ต้นกำเนิดของดาว สำนักพิมพ์อิมพีเรียลคอลเลจ น. 176 . ISBN 978-1-86094-501-4.
  65. ^ Megeath, Tom (2010-05-11). "เฮอร์เชลพบช่องว่าง" . สพท. สืบค้นเมื่อ2010-05-17 .
  66. ^ เดวิดดาร์ลิ่ง (2004). หนังสือสากลดาราศาสตร์: จาก Andromeda Galaxy โซนของการหลีกเลี่ยง ไวลีย์. น. 229. ISBN 978-0-471-26569-6.
  67. ^ ดูเควนนอย, อ.; นายกเทศมนตรีม. (2534). "ความหลายหลากในหมู่ดาวประเภทสุริยจักรวาลในย่านสุริยจักรวาล II - การกระจายขององค์ประกอบวงโคจรในกลุ่มตัวอย่างที่ไม่เอนเอียง" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 248 (2): 485–524 รหัสไปรษณีย์ : 1991A & A ... 248..485D .
  68. ^ ท. เผด็จพันธ์. (2543). ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ทฤษฎี: เล่ม 2 ดาวและระบบดาวฤกษ์ สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ น. 557. ISBN 978-0-521-56631-5.
  69. ^ เมงเกล JG; และคณะ (พ.ศ. 2522). "วิวัฒนาการของดาวฤกษ์จากลำดับหลักยุคศูนย์". ชุดเสริม Astrophysical Journal 40 : 733–791 รหัสไปรษณีย์ : 1979ApJS ... 40..733M . ดอย : 10.1086 / 190603 .
  70. ^ แซคมันน์ไอเจ; บูธรอยด์, AI; Kraemer, KE (1993). “ ดวงอาทิตย์ของเรา III. ปัจจุบันและอนาคต”. วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 418 : 457. Bibcode : 1993ApJ ... 418..457S . ดอย : 10.1086 / 173407 .
  71. ^ ไม้, พ.ศ. ; และคณะ (2545). "อัตราการสูญเสียมวลที่วัดได้ของดาวที่คล้ายสุริยะเป็นหน้าที่ของอายุและกิจกรรม" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 574 (1): 412–425 arXiv : Astro-PH / 0203437 รหัสไปรษณีย์ : 2002ApJ ... 574..412W . ดอย : 10.1086 / 340797 . S2CID  1500425
  72. ^ เดอโลโอเร, ค.; เดอกรีฟเจพี; ลาเมอร์, HJGLM (1977). "วิวัฒนาการของดาวฤกษ์มวลมากที่สูญเสียมวลด้วยลมดาวฤกษ์". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 61 (2): 251–259. รหัสไปรษณีย์ : 1977A & A .... 61..251D .
  73. ^ "วิวัฒนาการของดวงดาวระหว่าง 50 ถึง 100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์" . รอยัลกรีนิชหอดูดาว สืบค้นเมื่อ2015-11-17 .
  74. ^ "อายุการใช้งานลำดับหลัก" . Swinburne Astronomy สารานุกรมดาราศาสตร์ออนไลน์ . มหาวิทยาลัยเทคโนโลยี Swinburne
  75. ^ Pizzolato, น.; และคณะ (2544). "พา Subphotospheric และการพึ่งพากิจกรรมแม่เหล็กบนโลหะและอายุ: รุ่นและการทดสอบ" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 373 (2): 597–607 รหัสไปรษณีย์ : 2001A & A ... 373..597P . ดอย : 10.1051 / 0004-6361: 20010626 .
  76. ^ "การสูญเสียมวลและวิวัฒนาการ" . UCL Astrophysics Group. 2547-06-18. สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2004-11-22 . สืบค้นเมื่อ2006-08-26 .
  77. ^ ห้องปฏิบัติการ Rutherford Appleton การประชุมเชิงปฏิบัติการเรื่องดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ (2527). ก๊าซในดวงดาวกลาง: การประชุมเชิงปฏิบัติการ Rutherford Appleton ปฏิบัติการเกี่ยวกับดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์: 21-23 พฤษภาคม 1983 ของ Cosener บ้าน Abingdon สภาวิจัยวิทยาศาสตร์และวิศวกรรมห้องปฏิบัติการ Rutherford Appleton
  78. ^ ริชมอนด์ไมเคิล "ช่วงปลายของวิวัฒนาการสำหรับดาวมวลต่ำ" . Rochester Institute of Technology สืบค้นเมื่อ2006-08-04 .
  79. ^ "วิวัฒนาการและความตายของดาวฤกษ์" . หอดูดาวนาซ่า สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2008-02-10 . สืบค้นเมื่อ2006-06-08 .
  80. ^ ชเรอเดอร์เค - พี; สมิ ธ โรเบิร์ตคอนนอน (2008) "อนาคตอันไกลโพ้นของดวงอาทิตย์และโลกมาเยือนอีกครั้ง". เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 386 (1): 155–163 arXiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008MNRAS.386..155S . ดอย : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID  10073988 ดูสิ่งนี้ด้วย พาลเมอร์เจสัน (2008-02-22). "ความหวังหรี่ว่าโลกจะอยู่รอดตายของดวงอาทิตย์" NewScientist.com บริการข่าว สืบค้นเมื่อ2008-03-24 .
  81. ^ อิเบ็นอิคโคจูเนียร์ (1991) "วิวัฒนาการดาวเดี่ยวและดาวคู่". ชุดเสริม Astrophysical Journal 76 : 55–114 รหัสไปรษณีย์ : 1991ApJS ... 76 ... 55I . ดอย : 10.1086 / 191565 .
  82. ^ แครอลแบรดลีย์ดับเบิลยู; Ostlie, Dale A. "บทที่ 13". ความรู้เบื้องต้นเกี่ยวกับฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ (Second ed.) เคมบริดจ์สหราชอาณาจักร ISBN 9781108422161.
  83. ^ ซากานคาร์ล (1980) "ชีวิตของดวงดาว" . คอสมอส: การเดินทางส่วนบุคคล
  84. ^ ปล. คอนติ; C. de Loore (2012-12-06). มวลการสูญเสียและวิวัฒนาการของ O-Type ดาว Springer Science & Business Media ISBN 978-94-009-9452-2.
  85. ^ "วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่และซูเปอร์โนวา Type II" . เพนน์สถิติวิทยาลัยวิทยาศาสตร์ สืบค้นเมื่อ2016-01-05 .
  86. ^ สเนเดน, คริสโตเฟอร์ (2544-02-08). "ดาราศาสตร์: อายุของจักรวาล" . ธรรมชาติ . 409 (6821): 673–675 ดอย : 10.1038 / 35055646 . PMID  11217843 S2CID  4316598
  87. ^ ลีเบิร์ต, J. (1980). "ดาวแคระขาว". ทบทวนประจำปีดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 18 (2): 363–398 รหัสไปรษณีย์ : 1980ARA & A..18..363L . ดอย : 10.1146 / annurev.aa.18.090180.002051 .
  88. ^ แมนน์, อดัม (2020-08-11). "นี่คือวิธีการที่จักรวาลปลาย: ไม่ได้กับเสียงครวญคราง แต่ปัง" วิทยาศาสตร์ | ไซแอนซ์
  89. ^ "ความรู้เบื้องต้นเกี่ยวกับ Supernova Remnants" . ศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ด 2549-04-06 . สืบค้นเมื่อ2006-07-16 .
  90. ^ หม้อทอด CL (2003). "การเกิดหลุมดำจากการยุบตัวของดาวฤกษ์" . คลาสสิกและควอนตัมแรงโน้มถ่วง 20 (10): S73 – S80 Bibcode : 2003CQGra..20S..73F . ดอย : 10.1088 / 0264-9381 / 20/10/309 .
  91. ^ Vuorinen, Aleksi (2019). "ดาวนิวตรอนและการรวมตัวของดาวฤกษ์เป็นห้องปฏิบัติการสำหรับสสาร QCD ที่หนาแน่น". ฟิสิกส์นิวเคลียร์ก . 982 : 36. arXiv : 1807.04480 . รหัส : 2019NuPhA.982 ... 36V . ดอย : 10.1016 / j.nuclphysa.2018.10.011 . S2CID  56422826
  92. ^ ไลเนอร์เอมิลี่เอ็ม; เกลเลอร์แอรอน (2021-01-01) "เป็นการสำรวจสำมะโนประชากรของบลูพลัดหลงใน Gaia DR2 เปิดกลุ่มเป็นทดสอบการสังเคราะห์สารประชากรและการถ่ายเทมวลฟิสิกส์" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 908 (2): arXiv: 2101.11047 arXiv : 2101.11047 ดอย : 10.3847 / 1538-4357 / abd7e9 . S2CID  231718656
  93. ^ Brogaard, K; คริสเตียนเซ่น, SM; กรุนดาห์ล, F; มิกลิโอ, เอ; อิซซาร์ด, RG; Tauris, TM; Sandquist, EL; VandenBerg, DA; เจสเซ่น - แฮนเซ่น, เจ; Arentoft, T; บรันต์, H; เฟรนด์เซ่น, S; Orosz, JA; เฟเดนจอร์เจีย; มาติเยอ, R; เกลเลอร์, A; Shetrone, M; ไรด์, N; สเตลโล, D; Platais, ฉัน; Meibom, S (2018-12-21). "รถเร่ร่อนสีน้ำเงิน V106 ใน NGC 6791: เป็นต้นแบบของยักษ์โสดเก่าที่ปลอมตัวเป็นเด็ก" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 481 (4): 5062–5072 arXiv : 1809.00705 . รหัสไปรษณีย์ : 2018MNRAS.481.5062B . ดอย : 10.1093 / mnras / sty2504 .
  94. ^ จาโคโมเบ็คคารี; Henri MJ Boffin (2019-04-18). ผลกระทบของ Binary Stars บนดาวฤกษ์วิวัฒนาการ สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ ISBN 978-1-108-42858-3.
  95. ^ ยุน, ซอง - ชอล; Dessart, ลัค; Clocchiatti, Alejandro (2017). "Type Ib และ IIb Supernova Progenitors ในการโต้ตอบระบบไบนารี" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 840 (1): 10. arXiv : 1701.02089 . รหัสไปรษณีย์ : 2017ApJ ... 840 ... 10 ป . ดอย : 10.3847 / 1538-4357 / aa6afe . S2CID  119058919
  96. ^ แมคเคิลแลนด์, LAS; Eldridge, JJ (2016). "ดาวฮีเลียม: สู่ความเข้าใจเกี่ยวกับวิวัฒนาการของ Wolf-Rayet" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 459 (2): 1505. arXiv : 1602.06358 รหัสไปรษณีย์ : 2016MNRAS.459.1505M . ดอย : 10.1093 / mnras / stw618 . S2CID  119105982
  97. ^ เชนาร์ท.; กิลกิส, ก.; วิ้ง, JS; ซานะ, H.; ซานเดอร์, AAC (2020) "เหตุใดการโต้ตอบแบบไบนารีจึงไม่จำเป็นต้องมีอิทธิพลเหนือการก่อตัวของดาว Wolf-Rayet ที่ความเป็นโลหะต่ำ" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 634 : A79 arXiv : 2001.04476 รหัสไปรษณีย์ : 2020A & A ... 634A..79S . ดอย : 10.1051 / 0004-6361 / 201936948 . S2CID  210472736
  98. ^ Fountain, Henry (2016-10-17). "สองล้านล้านกาแลคซี่, อย่างน้อยที่สุด" นิวยอร์กไทม์ส สืบค้นเมื่อ2016-10-17 .
  99. ^ พนักงาน (2019). "มีดาวกี่ดวงในจักรวาล" . องค์การอวกาศยุโรป . สืบค้นเมื่อ2019-09-21 .
  100. ^ Marov, Mikhail Ya. (2558). “ โครงสร้างของจักรวาล”. พื้นฐานของฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ หน้า 279–294 ดอย : 10.1007 / 978-1-4614-8730-2_10 . ISBN 978-1-4614-8729-6.
  101. ^ Mackie, Glen (2002-02-01). "เพื่อดูจักรวาลในเม็ดทรายทารานากิ" . ศูนย์ดาราศาสตร์ฟิสิกส์และซูเปอร์คอมพิวเตอร์ สืบค้นเมื่อ2017-01-28 .
  102. ^ Borenstein, Seth (2010-12-01). "จักรวาลนับดาวสามารถริปเปิ้ล" Associated Press . สืบค้นเมื่อ2021-02-09 .
  103. ^ ฟานดอกกุ่มปีเตอร์จี; คอนรอย, ชาร์ลี (2010). "ประชากรจำนวนมากของดาวฤกษ์มวลต่ำในดาราจักรรูปไข่เรืองแสง" ธรรมชาติ . 468 (7326): 940–2 arXiv : 1009.5992 รหัสไปรษณีย์ : 2010Natur.468..940V . ดอย : 10.1038 / nature09578 . PMID  21124316 . S2CID  205222998
  104. ^ "ฮับเบิลพบอวกาศดาว" โต๊ะข่าวฮับเบิล พ.ศ. 2540-01-14 . สืบค้นเมื่อ2006-11-06 .
  105. ^ ภุชวีน, เอวัลด์; สปริงเกล, โวลเคอร์; ซิแจ็คกี้, เดโบรา; Dolag, Klaus (2010-08-01). "intracluster ดาวในแบบจำลองที่มีการใช้งานข้อเสนอแนะนิวเคลียสกาแล็คซี่" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 406 (2): 936–951 arXiv : 1001.3018 . รหัสไปรษณีย์ : 2010MNRAS.406..936P . ดอย : 10.1111 / j.1365-2966.2010.16786.x .
  106. ^ หลินเยนทิง; Mohr, Joseph J. (2004-12-20). "K ‐ band Properties of Galaxy Clusters and Groups: Brightest Cluster Galaxies and Intracluster Light". วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 617 (2): 879–895 arXiv : Astro-PH / 0408557 รหัสไปรษณีย์ : 2004ApJ ... 617..879L . ดอย : 10.1086 / 425412 . S2CID  119347770
  107. ^ Szebehely, วิกเตอร์จี.; Curran, Richard B. (1985). เสถียรภาพของระบบสุริยะและร่างกายที่เป็นธรรมชาติและเทียมเล็กน้อย สปริงเกอร์. ISBN 978-90-277-2046-7.
  108. ^ "ดาวทางช้างเผือกส่วนใหญ่เป็นโสด" (ข่าวประชาสัมพันธ์) Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics 2549-01-30 . สืบค้นเมื่อ2006-07-16 .
  109. ^ แซนเดอร์สโรเบิร์ต (2017-06-13) “ หลักฐานใหม่ที่แสดงว่าดาวทุกดวงเกิดมาเป็นคู่กัน” . เบิร์กลีย์นิวส์ .
  110. ^ ซาดาวอยซาราห์ฉัน.; Stahler, Steven W. (สิงหาคม 2017). "ไบนารีฝังตัวและแกนที่หนาแน่น" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 469 (4): 3881–3900 arXiv : 1705.00049 Bibcode : 2017MNRAS.469.3881S . ดอย : 10.1093 / mnras / stx1061 .
  111. ^ 3.99 × 10 13กม. / (3 × 10 4กม. / ชม. × 24 × 365.25) = 1.5 × 10 5ปี.
  112. ^ โฮล์มเบิร์กเจ; ฟลินน์, C. (2000). "ความหนาแน่นในท้องถิ่นของสสารที่ Hipparcos แมป" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 313 (2): 209–216 arXiv : Astro-PH / 9812404 รหัสไปรษณีย์ : 2000MNRAS.313..209H . ดอย : 10.1046 / j.1365-8711.2000.02905.x . S2CID  16868380
  113. ^ "นักดาราศาสตร์: ชนดาวอาละวาด, ภัยพิบัติ" CNN News. 2000-06-02. สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2007-01-07 . สืบค้นเมื่อ2014-01-21 .
  114. ^ ลอมบาร์ดีจูเนียร์เจซี; และคณะ (2545). "การชนกันของดาวฤกษ์และโครงสร้างภายในของ Blue Stragglers" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 568 (2): 939–953 arXiv : Astro-PH / 0107388 รหัสไปรษณีย์ : 2002ApJ ... 568..939L . ดอย : 10.1086 / 339060 . S2CID  13878176
  115. ^ เขาบอนด์; EP Nelan; DA VandenBerg; GH Schaefer; D. Harmer (2013). "HD 140283: ดวงดาวในย่านสุริยจักรวาลที่ก่อตัวขึ้นไม่นานหลังจากเกิดบิ๊กแบง" Astrophysical Journal Letters 765 (1): L12. arXiv : 1302.3180 รหัสไปรษณีย์ : 2013ApJ ... 765L..12B . ดอย : 10.1088 / 2041-8205 / 765/1 / L12 . S2CID  119247629
  116. ^ การทำงานร่วมกันของพลังค์ (2016) "ผลของพลังค์ 2015 XIII พารามิเตอร์จักรวาลวิทยา (ดูตารางที่ 4 ในหน้า 31 ของ pfd)". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 594 : A13. arXiv : 1502.01589 รหัสไปรษณีย์ : 2559A & A ... 594A..13P . ดอย : 10.1051 / 0004-6361 / 201525830 . S2CID  119262962
  117. ^ Naftilan, SA; สเต็ตสัน, PB (2006-07-13). "นักวิทยาศาสตร์กำหนดอายุของดวงดาวได้อย่างไรเทคนิคนี้มีความแม่นยำเพียงพอที่จะใช้ในการตรวจสอบอายุของจักรวาลหรือไม่" . วิทยาศาสตร์อเมริกัน สืบค้นเมื่อ2007-05-11 .
  118. ^ ลาฟลินจี; โบเดนไฮเมอร์, ป.; อดัมส์เอฟซี (1997) "จุดสิ้นสุดของลำดับหลัก" . วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 482 (1): 420–432 รหัสไปรษณีย์ : 1997ApJ ... 482..420L . ดอย : 10.1086 / 304125 .
  119. ^ พล, Onno R.; ชเรอเดอร์, เคลาส์ - ปีเตอร์; เฮอร์ลีย์จาร์รอดอาร์; ตู, คริสโตเฟอร์เอ; Eggleton, Peter P. (1998). "แบบจำลองวิวัฒนาการดาวฤกษ์ของ Z = .0001-.03" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 298 (2): 525. Bibcode : 1998MNRAS.298..525P . ดอย : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01658.x .
  120. ^ เออร์วินจูดิ ธ ก. (2550). ดาราศาสตร์: ถอดรหัสคอสมอส จอห์นไวลีย์และบุตรชาย น. 78. Bibcode : 2007adc..book .....ฉัน ISBN 978-0-470-01306-9.
  121. ^ ฟิสเชอร์ DA; วาเลนติเจ. (2548). "ความสัมพันธ์ระหว่างดาวเคราะห์ - โลหะ" . วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 622 (2): 1102–1117 รหัสไปรษณีย์ : 2005ApJ ... 622.1102F . ดอย : 10.1086 / 428383 .
  122. ^ "ลายเซ็นของดาวดวงแรก" . ScienceDaily . 17 เมษายน 2005 สืบค้นเมื่อ2006-10-10 .
  123. ^ Feltzing, S. ; กอนซาเลซ, G. (2000). "ธรรมชาติของดาวซุปเปอร์โลหะที่อุดมไปด้วยการวิเคราะห์ความอุดมสมบูรณ์รายละเอียดของ 8 ซุปเปอร์โลหะที่อุดมไปด้วยผู้สมัครดาว" (PDF) ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 367 (1): 253–265 รหัสไปรษณีย์ : 2001A & A ... 367..253F . ดอย : 10.1051 / 0004-6361: 20000477 . S2CID  16502974
  124. ^ เกรย์เดวิดเอฟ (1992). สถานพินิจและการวิเคราะห์ของดาวฤกษ์ใช้ Photosphere สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ ได้ pp.  413-414 ISBN 978-0-521-40868-4.
  125. ^ Jørgensen, Uffe G. (1997). “ คูลสตาร์โมเดล” . ใน van Dishoeck, Ewine F. (ed.). โมเลกุลในดาราศาสตร์: พร็อบและกระบวนการ International Astronomical Union Symposia. โมเลกุลในฟิสิกส์ดาราศาสตร์: โพรบและกระบวนการ 178 . Springer Science & Business Media น. 446. ISBN 978-0792345381.
  126. ^ "ดาวที่ใหญ่ที่สุดในท้องฟ้า" . สพท. 1997-03-11 . สืบค้นเมื่อ2006-07-10 .
  127. ^ แร็กแลนด์, S.; จันทรสโมสร, ท.; Ashok, นิวเม็กซิโก (1995). "เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของคาร์บอนสตาร์ Tx-Piscium จากการสังเกตการเกิดดวงจันทร์ในอินฟราเรดใกล้". วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์และดาราศาสตร์ . 16 : 332. Bibcode : 1995JApAS..16..332R .
  128. ^ โดแลนมิเชลเอ็ม; แมทธิวส์ให้เจ.; ลำ, Doan Duc; Lan, เหงียน Quynh; เฮอร์เซกเกรกอรีเจ.; Dearborn, David SP (2017). "Evolutionary Tracks for Betelgeuse". วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 819 (1): 7. arXiv : 1406.3143 . Bibcode : 2016ApJ ... 819 .... 7 ด . ดอย : 10.3847 / 0004-637X / 819/1/7 . S2CID  37913442
  129. ^ เกรแฮมเอ็มฮาร์เปอร์; และคณะ (2551). "ใหม่ VLA-Hipparcos ระยะ Betelgeuse และผลกระทบของมัน" วารสารดาราศาสตร์ . 135 (4): 1430–1440 Bibcode : 2008AJ .... 135.1430H . ดอย : 10.1088 / 0004-6256 / 135/4/1430 .
  130. ^ เดวิส, เคท (2000-12-01). "ตัวแปรดาวของเดือน - ธันวาคม 2000: อัลฟา Orionis" AAVSO. สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2006-07-12 . สืบค้นเมื่อ2006-08-13 .
  131. ^ Loktin, AV (กันยายน 2549). "จลนศาสตร์ของดาวในกระจุกดาวลูกไก่เปิด". รายงานดาราศาสตร์ 50 (9): 714–721 รหัสไปรษณีย์ : 2006ARep ... 50..714L . ดอย : 10.1134 / S1063772906090058 . S2CID  121701212 .
  132. ^ "Hipparcos: High เหมาะสมเคลื่อนไหวดาว" สพท. 2542-09-10 . สืบค้นเมื่อ2006-10-10 .
  133. ^ จอห์นสันฮิวจ์เอ็ม. (2500). "จลนศาสตร์และวิวัฒนาการของประชากร I ดาว" . สิ่งพิมพ์ของสมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก 69 (406): 54. Bibcode : 1957PASP ... 69 ... 54J . ดอย : 10.1086 / 127012 .
  134. ^ เอลเมกรีนบี; Efremov, YN (1999). "การก่อตัวของกระจุกดาว" . นักวิทยาศาสตร์ชาวอเมริกัน 86 (3): 264. Bibcode : 1998AmSci..86..264E . ดอย : 10.1511 / 1998.3.264 . สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2005-03-23 . สืบค้นเมื่อ2006-08-23 .
  135. ^ เบรเนิร์ด, เจอโรมเจมส์ (2548-07-06). "รังสีเอกซ์จาก Stellar Coronas" . ดาราศาสตร์ชม สืบค้นเมื่อ2007-06-21 .
  136. ^ Berdyugina, Svetlana V. (2005). "starspots: เป็นกุญแจสำคัญในการดาวฤกษ์ไดนาโม" บทวิจารณ์ที่มีชีวิตในฟิสิกส์สุริยะ . 2 (1): 8. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 8B . ดอย : 10.12942 / lrsp-2005-8 . สืบค้นเมื่อ2007-06-21 .
  137. ^ คาร์ราสโก, VMS; Vaquero, JM; กัลเลโก, MC; มูโนซ - จารามิลโล, ก.; เดอโทมาช.; กาลาวิซพี; Arlt, R.; Senthamizh Pavai, V.; ซานเชซ - บาโจเอฟ; Villalba Álvarez, J.; Gómez, JM (2019). "ลักษณะฉายที่เริ่มมีอาการของการพูดเพ้อเจ้อขั้นต่ำตามข้อสังเกตของ Hevelius ว่า" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 886 (1): 18. arXiv : 2103.09495 รหัสไปรษณีย์ : 2019ApJ ... 886 ... 18C . ดอย : 10.3847 / 1538-4357 / ab4ade . ISSN  1538-4357
  138. ^ สมิ ธ นาธาน (2541). "The Behemoth Eta Carinae: ผู้กระทำความผิดซ้ำ" . นิตยสาร Mercury . 27 (4): 20. Bibcode : 1998Mercu..27d..20S . สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2006-09-27 . สืบค้นเมื่อ2006-08-13 .
  139. ^ ไวด์เนอร์, ค.; ครูปา, ป. (2547-02-11). "หลักฐานสำหรับการ จำกัด มวลบนพื้นฐานของดาวฤกษ์จากการก่อตัวของดาวฤกษ์แบบกระจุกดาว" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 348 (1): 187–191 arXiv : Astro-PH / 0310860 รหัสไปรษณีย์ : 2004MNRAS.348..187W . ดอย : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07340.x . S2CID  119338524
  140. ^ ไฮนิช, R.; Rühling, U.; Todt, H.; ออสคิโนว่า LM; ลีมันน์, ก.; เกรเฟเนอร์, ช.; โฟเอลมี, ค.; ชเนอร์, O.; ฮามันน์, W. --R. (2557). "The Wolf-Rayet ดวงดาวในเมฆแมกเจลแลนใหญ่" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 565 : A27. arXiv : 1401.5474 รหัสไปรษณีย์ : 2014A & A ... 565A..27H . ดอย : 10.1051 / 0004-6361 / 201322696 . S2CID  55123954
  141. ^ บาเนอร์จี, แซมบ้า; ครูปา, พาเวล; โอซึงคยอง (2012-10-21). "การเกิดขึ้นของดาวฤกษ์ที่มีมาตรฐานสูงในกระจุกดาวกระจายแบบ R136" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 426 (2): 1416–1426 arXiv : 1208.0826 รหัสไปรษณีย์ : 2012MNRAS.426.1416B . ดอย : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21672.x . S2CID  119202197
  142. ^ "Ferreting Out The First Stars" . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics 2548-09-22 . สืบค้นเมื่อ2006-09-05 .
  143. ^ โซบราลเดวิด; มัทธี, จอร์เร็ต; ดาร์วิช, เบห์นัม; เชเรอร์แดเนียล; โมบาเชอร์บาห์ราม; Röttgering, Huub JA; ซานโตส, เซร์จิโอ; Hemmati, Shoubaneh (2015-06-04). "หลักฐานสำหรับประชากรดาวฤกษ์ที่มีลักษณะคล้าย POPIII ในตัวส่งสัญญาณ LYMAN-αที่ส่องสว่างที่สุดในยุคของการแตกตัวเป็นไอออนใหม่: การยืนยันด้วยสเปกโตรสโกปี" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 808 (2): 139 arXiv : 1504.01734 รหัสไปรษณีย์ : 2015ApJ ... 808..139S . ดอย : 10.1088 / 0004-637x / 808/2/139 . S2CID  18471887
  144. ^ โอเวอร์บายเดนนิส (2015-06-17) "นักดาราศาสตร์รายงานการหาดาวได้เร็วที่สุดที่อุดมจักรวาล" นิวยอร์กไทม์ส สืบค้นเมื่อ2015-06-17 .
  145. ^ "2MASS J05233822-1403022" SIMBAD - ศูนย์เดDonnées astronomiques de Strasbourg สืบค้นเมื่อ2013-12-14 .
  146. ^ บอสอลัน (2544-04-03). "พวกเขาเป็นดาวเคราะห์หรืออะไร" . สถาบันคาร์เนกีแห่งวอชิงตัน สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2006-09-28 . สืบค้นเมื่อ2006-06-08 .
  147. ^ ชิกะเดวิด (2549-08-17) "การตัดมวลระหว่างดาวฤกษ์และดาวแคระน้ำตาลเผยให้เห็น" . นักวิทยาศาสตร์ใหม่ สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2006-11-14 . สืบค้นเมื่อ2006-08-23 .
  148. ^ Leadbeater, Elli (2549-08-18). "ฮับเบิล glimpses ดาวด้วยซ้ำ" BBC . สืบค้นเมื่อ2006-08-22 .
  149. ^ "ดาราที่แบนที่สุดเท่าที่เคยเห็นมา" . สพท. 2546-06-11 . สืบค้นเมื่อ2006-10-03 .
  150. ^ "แตกต่างกันหมุนพลังงานแสงอาทิตย์โดย Latitude" นาซ่า. 2013-01-23.
  151. ^ ฮาวเวิร์ด, R.; ฮาร์วีย์, J. (1970). "การกำหนดสเปกโตรสโกปีของการหมุนของแสงอาทิตย์". ฟิสิกส์สุริยะ . 12 (1): 23–51. รหัสไปรษณีย์ : 1970SoPh ... 12 ... 23H . ดอย : 10.1007 / BF02276562 . S2CID  122140471
  152. ^ Fitzpatrick, Richard (2006-02-13). "ฟิสิกส์พลาสม่าเบื้องต้น: หลักสูตรระดับบัณฑิตศึกษา" . มหาวิทยาลัยเท็กซัสออสติน สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2010-01-04 . สืบค้นเมื่อ2006-10-04 .
  153. ^ วิลลาตามัสซิโม (2535). "การสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมโดยลมดาวฤกษ์และความเร็วในการหมุนของดาวแคระขาว" . เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 257 (3): 450–454 รหัสไปรษณีย์ : 1992MNRAS.257..450V . ดอย : 10.1093 / mnras / 257.3.450 .
  154. ^ "ประวัติเนบิวลาปู" . สพท. 2539-05-30 . สืบค้นเมื่อ2006-10-03 .
  155. ^ “ คุณสมบัติของพัลซาร์” . พรมแดนของโมเดิร์นดาราศาสตร์ สำเร็จความใคร่ด้วยหอดูดาวมหาวิทยาลัยแมนเชสเตอร์ สืบค้นเมื่อ2018-08-17 .
  156. ^ Strobel, Nick (2007-08-20). "คุณสมบัติของดวงดาว: สีและอุณหภูมิ" . ดาราศาสตร์หมายเหตุ Primis / McGraw-Hill, Inc ที่จัดเก็บจากเดิมใน 2007/06/26 สืบค้นเมื่อ2007-10-09 .
  157. ^ Seligman, คอร์ทนีย์ "ทบทวนกระแสความร้อนภายในดวงดาว" . เผยแพร่ด้วยตนเอง. สืบค้นเมื่อ2007-07-05 .
  158. ^ "ดาวลำดับหลัก" . Astrophysics Spectator 2548-02-16 . สืบค้นเมื่อ2006-10-10 .
  159. ^ ซีลิกไมเคิลเอ; Gregory, Stephan A. (1998). ดาราศาสตร์เบื้องต้นและฟิสิกส์ดาราศาสตร์ (ฉบับที่ 4) สำนักพิมพ์ Saunders College น. 321. ISBN 978-0-03-006228-5.
  160. ^ คอปเปสสตีฟ (2003-06-20). "มหาวิทยาลัยชิคาโกฟิสิกส์ได้รับเกียวโตรางวัลสำหรับความสำเร็จในชีวิตวิทยาศาสตร์" มหาวิทยาลัยสำนักงานข่าวชิคาโก สืบค้นเมื่อ2012-06-15 .
  161. ^ แครอลแบรดลีย์ดับเบิลยู; Ostlie, Dale A. "บทที่ 11". ความรู้เบื้องต้นเกี่ยวกับฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ (Second ed.) เคมบริดจ์สหราชอาณาจักร ISBN 9781108422161.
  162. ^ แครอลแบรดลีย์ดับเบิลยู; Ostlie, Dale A. "บทที่ 10". ความรู้เบื้องต้นเกี่ยวกับฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ (Second ed.) เคมบริดจ์สหราชอาณาจักร ISBN 9781108422161.
  163. ^ “ สีสันแห่งดวงดาว” . การเผยแพร่และการศึกษาด้วยกล้องโทรทรรศน์ของออสเตรเลีย สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2012-03-18 . สืบค้นเมื่อ2006-08-13 .
  164. ^ "นักดาราศาสตร์วัดมวลของดาวเดี่ยว - ครั้งแรกนับตั้งแต่ดวงอาทิตย์" โต๊ะข่าวฮับเบิล 2547-07-15 . สืบค้นเมื่อ2006-05-24 .
  165. ^ การ์เน็ต, ดร.; Kobulnicky, HA (2000). "การพึ่งพาระยะทางในความสัมพันธ์ระหว่างอายุ - โลหะของย่านสุริยะ" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 532 (2): 1192–1196 arXiv : Astro-PH / 9912031 รหัสไปรษณีย์ : 2000ApJ ... 532.1192G . ดอย : 10.1086 / 308617 . S2CID  18473242
  166. ^ เจ้าหน้าที่ (2549-01-10). "อย่างรวดเร็วปั่นดาวเวก้ามีเย็นมืดเส้นศูนย์สูตร" หอดูดาวดาราศาสตร์แห่งชาติ. สืบค้นเมื่อ2007-11-18 .
  167. ^ มิเชลสัน, AA; Pease, FG (2005). "starspots: เป็นกุญแจสำคัญในการดาวฤกษ์ไดนาโม" บทวิจารณ์ที่มีชีวิตในฟิสิกส์สุริยะ . 2 (1): 8. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 8B . ดอย : 10.12942 / lrsp-2005-8 .
  168. ^ มันดูก้า, ก.; เบลล์ RA; กุสตาฟส์สัน, บี. (1977). "ค่าสัมประสิทธิ์การทำให้ขามืดลงสำหรับบรรยากาศแบบจำลองยักษ์ในยุคปลาย" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 61 (6): 809–813 Bibcode : 1977A & A .... 61..809M .
  169. ^ Chugainov, PF (1971). "สาเหตุของการเปลี่ยนแปลงแสงเป็นระยะของดาวแคระแดงบางดวง". ข่าวข้อมูลในตัวแปรดาว 520 : 1–3 Bibcode : 1971IBVS..520 .... 1C .
  170. ^ JL Lawrence (2019-05-14). การคำนวณสวรรค์: อ่อนโยนรู้เบื้องต้นเกี่ยวกับการคำนวณทางดาราศาสตร์ MIT Press. น. 252. ISBN 978-0-262-53663-9.
  171. ^ "ขนาด" . หอดูดาวแห่งชาติ - ยอดเขาแซคราเมนโต สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2008-02-06 . สืบค้นเมื่อ2006-08-23 .
  172. ^ "ความส่องสว่างของดวงดาว" . การเผยแพร่และการศึกษาด้วยกล้องโทรทรรศน์ของออสเตรเลีย สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2014-08-09 . สืบค้นเมื่อ2006-08-13 .
  173. ^ Iain Nicolson (2542-10-28). แฉจักรวาลของเรา สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ น. 134. ISBN 978-0-521-59270-3.
  174. ^ ที่น่าประหลาดใจจริงวิทยาศาสตร์และนิยาย สตรีทแอนด์สมิ ธ 2503 น. 7.
  175. ^ เบสเทนเลห์เนอร์, โจอาคิมเอ็ม; คราวเธอร์พอล A; Caballero-Nieves, Saida M; ชไนเดอร์ลิน, ฟาเบียนอาร์เอ็น; ซิมอน - ดิอาซ, เซอร์จิโอ; แบรนด์ Sarah A; เดอโคเทอร์อเล็กซ์; เกรเฟเนอร์, เกิทซ์; เฮอร์เรโร่, อาร์เตมีโอ; แลงเกอร์, นอร์เบิร์ต; เลนนอนแดเนียลเจ; MaízApellánizพระเยซู; พัลโจอาคิม; Vink, Jorick S (2020-10-17). "กระจุกดาว R136 ที่ผ่าด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล / STIS - II คุณสมบัติทางกายภาพของดาวที่มีมวลมากที่สุดใน R136" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 499 (2): 1918–1936 arXiv : 2009.05136 ดอย : 10.1093 / mnras / staa2801 .
  176. ^ "faintest ดาวในดาวทรงกลมคลัสเตอร์ NGC 6397" ไซต์ฮับเบิล 17 สิงหาคม 2006 สืบค้นเมื่อ2006-06-08 .
  177. ^ Richer, HB (18 สิงหาคม 2549). "การสำรวจดาวที่จางที่สุดในกระจุกดาวทรงกลม" วิทยาศาสตร์ . 313 (5789): 936–940 arXiv : Astro-PH / 0702209 รหัสไปรษณีย์ : 2006Sci ... 313..936R . ดอย : 10.1126 / science.1130691 . PMID  16917054 S2CID  27339792
  178. ^ สมิ ธ ยีน (2542-04-16). "ดาวฤกษ์สเปกตรัม" . มหาวิทยาลัยแห่งแคลิฟอร์เนียซานดิเอโก สืบค้นเมื่อ2006-10-12 .
  179. ^ Fowler, A. (เมษายน 2434). "แคตตาล็อกผักของดาวฤกษ์ Spectra" ธรรมชาติ . 45 (1166): 427–428 รหัสไปรษณีย์ : 1892Natur..45..427F . ดอย : 10.1038 / 045427a0 .
  180. ^ จาสเชค, คาร์ลอส; Jaschek, Mercedes (1990) การจำแนกประเภทของดาว สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า 31–48 ISBN 978-0-521-38996-9.
  181. ^ MacRobert, อลันเมตร"การ Spectral ประเภทของดาว" ท้องฟ้าและกล้องโทรทรรศน์ สืบค้นเมื่อ2006-07-19 .
  182. ^ เอริการิกซ์; คิมเฮย์; แซลลีรัสเซล; Richard Handy (2015-09-09). พลังงานแสงอาทิตย์ร่าง: คู่มือเพื่อการวาดภาพดวงอาทิตย์ สปริงเกอร์. น. 43. ISBN 978-1-4939-2901-6.
  183. ^ "ดาวแคระขาว (wd)" . บริษัท วิจัยคนแคระขาว สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2009-10-08 . สืบค้นเมื่อ2006-07-19 .
  184. ^ "ประเภทของตัวแปร" . AAVSO. 2010-05-11 . สืบค้นเมื่อ2010-08-20 .
  185. ^ "Cataclysmic Variables" . ศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ดของนาซ่า 2547-11-01 . สืบค้นเมื่อ2006-06-08 .
  186. ^ ซามัส, NN; เดอร์เลวิช, OV; และคณะ (2552). "VizieR Online Data Catalog: General Catalog of Variable Stars (Samus + 2007–2013)" แค็ตตาล็อกข้อมูลออนไลน์ VizieR: B / GCVS เผยแพร่ครั้งแรกใน: 2009yCat .... 102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  187. ^ แฮนเซนคาร์ลเจ.; คาวาเลอร์, สตีเวนดี.; ทริมเบิลเวอร์จิเนีย (2547) ดาวฤกษ์การตกแต่งภายใน สปริงเกอร์. หน้า  32 –33 ISBN 978-0-387-20089-7.
  188. ^ ชวาร์ซไชลด์มาร์ติน (2501) โครงสร้างและวิวัฒนาการของดวงดาว . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน ISBN 978-0-691-08044-4.
  189. ^ "การก่อตัวของมวลสารชั้นสูง" . กลุ่มสมูท. สืบค้นเมื่อ2006-07-11 .
  190. ^ RQ Huang; KN Yu (1998). ดาวฤกษ์ดาราศาสตร์ สปริงเกอร์. น. 70. ISBN 978-981-3083-36-3.
  191. ^ "ดาราคืออะไร" . นาซ่า. 2006/09/01 สืบค้นเมื่อ2006-07-11 .
  192. ^ ไซมอนนิวคอมบ์; เอ็ดเวิร์ดซิงเกิลตันโฮลเดน (2430) ดาราศาสตร์สำหรับโรงเรียนและวิทยาลัยสูง เอช. น. 278.
  193. ^ "ความรุ่งโรจน์ของดาวใกล้เคียง: แสงออปติคอลจากโคโรนาดาวฤกษ์ร้อนที่ตรวจพบด้วย VLT" (ข่าวประชาสัมพันธ์) สพท. 2001/08/01 สืบค้นเมื่อ2006-07-10 .
  194. ^ เบอร์ลากา, LF; และคณะ (2548). "การข้ามช็อตการยุติไปสู่ ​​Heliosheath: Magnetic Fields" วิทยาศาสตร์ . 309 (5743): 2027–2029 รหัสไปรษณีย์ : 2005Sci ... 309.2027B . ดอย : 10.1126 / science.1117542 . PMID  16179471 S2CID  5998363
  195. ^ Bahcall, John N. (2000-06-29). "ดวงอาทิตย์ส่องแสง" . มูลนิธิโนเบล. สืบค้นเมื่อ2006-08-30 .
  196. ^ วอลเลอร์สไตน์ช.; และคณะ (2542). "การสังเคราะห์ขององค์ประกอบในดาวสี่สิบปีของความคืบหน้า" (PDF) ความคิดเห็นเกี่ยวกับฟิสิกส์สมัยใหม่ 69 (4): 995–1084 รหัสไปรษณีย์ : 1997RvMP ... 69..995W . ดอย : 10.1103 / RevModPhys.69.995 . hdl : 2152/61093 . สืบค้นเมื่อ2006-08-04 .