ดูต้นฉบับสำหรับ ดาวฤกษ์

{{บทความคัดสรร}}
[[ไฟล์:Starsinthesky.jpg|right|300px|thumb|ย่านก่อตัวของดาวฤกษ์ในดาราจักร[[เมฆมาเจลลันใหญ่]] ภาพจาก [[NASA]]/[[ESA]]]]
''' ดาวฤกษ์''' ({{langx|en|star}}) คือ[[วัตถุท้องฟ้า]]ที่เป็นก้อน[[พลาสมา (สถานะของสสาร)|พลาสมา]]สว่างขนาดใหญ่ที่คงอยู่ได้ด้วย[[แรงโน้มถ่วง]] ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้[[โลก (ดาวเคราะห์)|โลก]]มากที่สุด คือ [[ดวงอาทิตย์]] ซึ่งเป็นแหล่ง[[พลังงาน]]หลักของโลก เราสามารถมองเห็นดาวฤกษ์อื่น ๆ ได้บน[[ท้องฟ้า]]ยามราตรี หากไม่มีแสงจากดวงอาทิตย์บดบัง ในประวัติศาสตร์ ดาวฤกษ์ที่โดดเด่นที่สุดบน[[ทรงกลมท้องฟ้า]]จะถูกจัดเข้าด้วยกันเป็น[[กลุ่มดาว]] และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดจะได้รับการตั้งชื่อโดยเฉพาะ นักดาราศาสตร์ได้จัดทำ[[สารบัญแฟ้มดาวฤกษ์]]เพิ่มเติมขึ้นมากมาย เพื่อใช้เป็นมาตรฐาน[[การตั้งชื่อดาวฤกษ์]]

ตลอดอายุขัยส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์ มันจะเปล่งแสงได้เนื่องจาก[[การหลอมนิวเคลียส|ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ฟิวชัน]]ที่แกนของดาว ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานจากภายในของดาว จากนั้นจึง[[การแผ่รังสี|แผ่รังสี]]ออกไปสู่[[อวกาศ]] [[ธาตุเคมี]]เกือบทั้งหมดซึ่งเกิดขึ้นโดยธรรมชาติและหนักกว่า[[ฮีเลียม]]มีกำเนิดมาจากดาวฤกษ์ทั้งสิ้น โดยอาจเกิดจาก[[การสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์]]ระหว่างที่ดาวยังมีชีวิตอยู่ หรือเกิดจาก[[การสังเคราะห์นิวเคลียสของมหานวดารา]]หลังจากที่ดาวฤกษ์เกิดการระเบิดหลังสิ้นอายุขัย [[นักดาราศาสตร์]]สามารถระบุขนาดของ[[มวล]] อายุ [[ความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)|ส่วนประกอบทางเคมี]] และคุณสมบัติของดาวฤกษ์อีกหลายประการได้จากการสังเกต[[สเปกตรัม]] กำลังส่องสว่าง และการเคลื่อนที่ในอวกาศ มวลรวมของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดหลักในลำดับ[[วิวัฒนาการของดาวฤกษ์|วิวัฒนาการ]]และชะตากรรมในบั้นปลายของดาว ส่วนคุณสมบัติอื่นของดาวฤกษ์ เช่น เส้นผ่านศูนย์กลาง การหมุน การเคลื่อนที่ และอุณหภูมิ ถูกกำหนดจากประวัติวิวัฒนาการของมัน แผนภาพคู่ลำดับระหว่างอุณหภูมิกับโชติมาตรของดาวฤกษ์จำนวนมาก ที่รู้จักกันในชื่อ [[แผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล]] (แผนภาพ H-R) ช่วยทำให้สามารถระบุอายุและรูปแบบวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ได้

ดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นจาก[[เมฆโมเลกุล]]ที่ยุบตัวโดยมี[[ไฮโดรเจน]]เป็นส่วนประกอบหลัก รวมไปถึงฮีเลียม และธาตุอื่นที่หนักกว่าอีกจำนวนหนึ่ง เมื่อแก่นของดาวฤกษ์มีความหนาแน่นมากเพียงพอ ไฮโดรเจนบางส่วนจะถูกเปลี่ยนเป็นฮีเลียมผ่านกระบวนการ[[นิวเคลียร์ฟิวชัน]]อย่างต่อเนื่อง<ref name="sunshine">{{cite web
| last = Bahcall | first = John N.
| date = 2000-06-29
| url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
| title = How the Sun Shines | publisher = Nobel Foundation
| accessdate = 2006-08-30 }}</ref> ส่วนภายในที่เหลือของดาวฤกษ์จะนำพลังงานออกจากแก่นผ่านทางกระบวนการแผ่รังสีและ[[การพาความร้อน]]ประกอบกัน ความดันภายในของดาวฤกษ์ป้องกันมิให้มันยุบตัวต่อไปจากแรงโน้มถ่วงของมันเอง เมื่อ[[เชื้อเพลิง]]ไฮโดรเจนที่แก่นของดาวหมด ดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อย 0.4 เท่าของดวงอาทิตย์<ref name="late stages">{{cite web
| last = Richmond | first = Michael
| url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
| title = Late stages of evolution for low-mass stars
| publisher = Rochester Institute of Technology
| accessdate = 2006-08-04 }}</ref> จะพองตัวออกจนกลายเป็น[[ดาวยักษ์แดง]] ซึ่งในบางกรณี ดาวเหล่านี้จะหลอมธาตุที่หนักกว่าที่แก่นหรือในเปลือกรอบแก่นของดาว จากนั้น ดาวยักษ์แดงจะวิวัฒนาการไปสู่รูปแบบเสื่อม มีการรีไซเคิลบางส่วนของสสารไปสู่สสารระหว่างดาว สสารเหล่านี้จะก่อให้เกิดดาวฤกษ์รุ่นใหม่ซึ่งมีอัตราส่วนของธาตุหนักที่สูงกว่า<ref>{{cite web
| url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
| title = Stellar Evolution & Death
| publisher = NASA Observatorium
| accessdate = 2006-06-08
| archive-date = 2008-02-10
| archive-url = https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
| url-status = dead
}}</ref>

[[ระบบดาวคู่]]และระบบดาวหลายดวงประกอบด้วยดาวฤกษ์สองดวงหรือมากกว่านั้นซึ่งยึดเหนี่ยวกันด้วย[[แรงโน้มถ่วง]] และส่วนใหญ่มักจะโคจรรอบกันใน[[วงโคจร]]ที่เสถียร เมื่อดาวฤกษ์ในระบบดาวดังกล่าวสองดวงมีวงโคจรใกล้กันมากเกินไป ปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวฤกษ์อาจส่งผลกระทบใหญ่หลวงต่อวิวัฒนาการของพวกเราให้เกิดประโยชน์นำมาซึ่งการปฏิสัมพันธ์ในเซลล์ร่างกายในภาชนะแห่งนี้ให้เกิดออร่าแผ่อณูแห่งแสงวงจรกระทบ<ref name="iben">{{cite journal
| last = Iben | first = Icko, Jr.
| title = Single and binary star evolution
| journal = Astrophysical Journal Supplement Series
| year = 1991 | volume=76 | pages=55–114
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I
| doi = 10.1086/191565 |issn = 0067-0049}}</ref> ดาวฤกษ์สามารถรวมตัวกันเป็นส่วนหนึ่งอยู่ในโครงสร้างขนาดใหญ่ที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง (เช่น[[กระจุกดาว]]หรือ[[ดาราจักร]]) ได้

== ประวัติการสังเกต ==
[[ไฟล์:Dibuix de Leo.png|thumb|220px|right|มนุษย์ได้สังเกตเห็นรูปแบบการเรียงตัวของดาวฤกษ์มาตั้งแต่สมัยโบราณ<ref name="forbes" /> ภาพที่เห็นนี้เป็นภาพของสัญลักษณ์ของ[[กลุ่มดาวสิงโต]] ในปี ค.ศ. 1680 โดย[[โยฮันเนส เฮเวลิอุส]]<ref>{{cite book
| first = Johannis | last=Hevelius | year=1690
| title = Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia
| location = Gdansk }}</ref>]]

ดาวฤกษ์มีความสำคัญอย่างยิ่งต่อ[[อารยธรรม]]ต่าง ๆ ทั่วโลกมานับแต่อดีตกาล โดยเป็นส่วนหนึ่งของพิธีกรรมทาง[[ศาสนา]] เป็นองค์ประกอบสำคัญใน[[การเดินเรือดาราศาสตร์|ศาสตร์ของการเดินเรือ]] รวมไปถึงการกำหนดทิศทาง [[นักดาราศาสตร์]]ยุคโบราณส่วนใหญ่เชื่อว่าดาวฤกษ์อยู่นิ่งกับที่บน[[ทรงกลมสวรรค์]] และไม่มีการเปลี่ยนแปลงใด ๆ จากความเชื่อนี้ทำให้นักดาราศาสตร์จัดกลุ่มดาวฤกษ์เข้าด้วยกันเป็น[[กลุ่มดาว]]ต่าง ๆ และใช้กลุ่มดาวเหล่านี้ในการตรวจติดตามการเคลื่อนที่ของ[[ดาวเคราะห์]] รวมถึงเส้นทางการเคลื่อนที่ของ[[ดวงอาทิตย์]]<ref name="forbes">{{cite book
| author = Forbes, George | title=History of Astronomy
| publisher = Watts & Co. | location=London | year=1909
| format = Free e-book from [[Project Gutenberg]]
| url = http://www.gutenberg.org/etext/8172 }}</ref> ตำแหน่งการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับกลุ่มดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลัง (และเส้นขอบฟ้า) นำมาใช้ในการกำหนด[[ปฏิทินสุริยคติ]] ซึ่งสามารถใช้เพื่อกำหนดกิจวัตรในทางการเกษตรได้<ref>{{cite web | last = Tøndering | first = Claus | url = http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | title = Other ancient calendars | publisher = WebExhibits | accessdate = 2006-12-10 | archive-date = 2019-11-21 | archive-url = https://web.archive.org/web/20191121041104/http://www.webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | url-status = dead }}</ref> [[ปฏิทินกริกอเรียน]] ซึ่งใช้กันอยู่แพร่หลายในโลกปัจจุบัน จัดเป็น[[ปฏิทินสุริยคติ]]ที่ตั้งอยู่บนพื้นฐานของมุมของแกนหมุนของโลก โดยเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุด คือ ดวงอาทิตย์

[[แผนที่ดาว]]อันแม่นยำที่เก่าแก่ที่สุด ปรากฏขึ้นในสมัย[[อียิปต์โบราณ]] เมื่อราว 1,534 ปีก่อนคริสตกาล<ref>{{cite journal
| last = von Spaeth | first=Ove
| title = Dating the Oldest Egyptian Star Map
| journal = Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology
| year = 2000 | volume=42 | issue=3 | pages=159–179
| url = http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp
| accessdate = 2007-10-21 }}</ref> นักดาราศาสตร์บาบิโลน แห่ง[[เมโสโปเตเมีย]]ได้รวบรวม[[สารบัญแฟ้มดาวฤกษ์บาบิโลน]] ซึ่งเป็นสารบัญแฟ้มดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดที่เคยรู้จักขึ้นในช่วงปลายคริสต์สหัสวรรษที่ 2 ก่อนคริสตกาล ระหว่างสมัย[[คัสไซท์]] (ประมาณ 1531-1155 ปีก่อนคริสตกาล) <ref name="north 1995 30 31">{{cite book
| last = North | first=John | year=1995
| title = The Norton History of Astronomy and Cosmology
| location = New York and London | pages=30–31
| publisher = W.W. Norton & Company | isbn=0393036561 }}</ref> แผนที่ดาวฉบับแรกในดาราศาสตร์กรีกสร้างขึ้นโดย[[อริสติลลอส]] เมื่อราว 300 ปีก่อนคริสตกาล ด้วยความช่วยเหลือของ[[ทิโมคาริส]]<ref>{{cite book
 | last=Murdin | first=P. |date=2000
 | chapter=Aristillus (c. 200 BC)
 | doi=10.1888/0333750888/3440
 | title=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics
 | bibcode=2000eaa..bookE3440.
 | isbn=978-0-333-75088-9}}</ref> แผนที่ดาวของ[[ฮิปปาร์คอส]] (2 ศตวรรษก่อนคริสตกาล) ปรากฏดาวฤกษ์ 1,020 ดวง และใช้เพื่อรวบรวมแผนที่ดาวของ[[ปโตเลมี]]<ref>{{cite book
| first = Gerd | last=Grasshoff | year=1990
| title = The history of Ptolemy's star catalogue
| url = https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras | publisher = Springer | pages=[https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras/page/n18 1]–5 | isbn=0387971815 }}</ref> ฮิปปาร์คอสเป็นที่รู้จักกันว่าเป็นผู้ค้นพบ''[[โนวา]]'' (ดาวใหม่) คนแรกเท่าที่เคยมีการบันทึก<ref>{{cite web
| first = Antonios D. | last=Pinotsis
| title = Astronomy in Ancient Rhodes
| publisher = Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens | url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html
| accessdate = 2009-06-02 }}</ref> ชื่อของกลุ่มดาวและดาวฤกษ์ที่ใช้กันอยู่ในปัจจุบันนี้โดยมากแล้วสืบมาจากดาราศาสตร์กรีก

ถึงแม้จะมีความเชื่อเก่าแก่อยู่ว่าสรวงสวรรค์นั้นไม่เปลี่ยนแปลง ทว่านักดาราศาสตร์ชาวจีนกลับพบว่ามีดวงดาวใหม่ปรากฏขึ้นได้<ref name="clark">{{cite conference
 | last1=Clark | first1=D. H. | last2=Stephenson | first2=F. R.
 | title=The Historical Supernovae
 | book-title=Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute
 | pages=355–370
 | publisher=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co
 | date=1981-06-29 | location=Cambridge, UK
 | bibcode=1982ASIC...90..355C
}}</ref> ในปี ค.ศ. 185 ชาวจีนเป็นพวกแรกที่สังเกตการณ์และบันทึกเกี่ยวกับ[[มหานวดารา]] ซึ่งเป็นที่รู้จักกันว่า [[SN 185]]<ref>{{cite journal
| author = Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang
| title = The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova
| journal = Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics
| year = 2006 | volume=6 | issue=5 | pages=635–640 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 }}</ref> เหตุการณ์ของดวงดาวที่สว่างที่สุดเท่าที่เคยบันทึกในประวัติศาสตร์ คือ มหานวดารา [[SN 1006]] ซึ่งเกิดขึ้นในปี ค.ศ. 1006 สังเกตพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวอียิปต์ [[อาลี อิบนุ ริดวาน]] และนักดาราศาสตร์ชาวจีนอีกหลายคน<ref>{{cite web
| date = March 5, 2003
| url = http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
| title = Astronomers Peg Brightness of History’s Brightest Star
| publisher = NAOA News
| accessdate = 2006-06-08
| archive-date = 2020-05-12
| archive-url = https://web.archive.org/web/20200512190611/https://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
| url-status = dead
}}</ref> มหานวดารา [[SN 1054]] ซึ่งเป็นต้นกำเนิดของ[[เนบิวลาปู]] ถูกสังเกตพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและชาวอิสลาม<ref name="SN1054">{{cite web
| author = Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine
| date = August 30, 2006
| work = SEDS
| publisher = University of Arizona
| title = Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula
| url = http://www.seds.org/messier/more/m001_sn.html
| access-date = 2010-06-19
| archive-date = 2008-07-05
| archive-url = https://web.archive.org/web/20080705165241/http://www.seds.org/messier/more/m001_sn.html
| url-status = dead
}}</ref><ref name="PASP1942">{{cite journal
 | last=Duyvendak | first=J. J. L.
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=91–94
 |date=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...91D
 | doi=10.1086/125409| doi-access=free}}<br />
{{Cite journal
 | last1=Mayall | first1=N. U. | last2=Oort |first2=Jan Hendrik
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=95–104 |date=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...95M
 | doi=10.1086/125410
| doi-access=free }}</ref><ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Brecher | first1=K. | last2=Fesen | first2=R. A.
 | last3=Maran | first3=S. P. | last4=Brandt | first4=J. C. | date=1983
 | title=Ancient records and the Crab Nebula supernova
 | journal=The Observatory | volume=103 | pages=106–113
 | bibcode=1983Obs...103..106B}}</ref>

นักดาราศาสตร์ชาวอิสลามในยุคกลางได้ตั้งชื่อ[[ภาษาอารบิก]]ให้แก่ดาวฤกษ์หลายดวง และยังคงมีการใช้ชื่อเหล่านั้นอยู่จนถึงปัจจุบัน พวกเขายังคิดค้นเครื่องมือวัดทางดาราศาสตร์มากมายซึ่งสามารถคำนวณตำแหน่งของดวงดาวได้ พวกเขายังได้ก่อตั้งสถาบันวิจัย[[หอดูดาว]]ขนาดใหญ่แห่งแรก โดยมีวัตถุประสงค์หลักในการจัดทำแผนที่ดาว ''[[ซิจ]]''<ref>{{cite journal
| last = Kennedy |first=Edward S. |year=1962
| title = Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili
| journal = Isis |volume=53
| issue = 2 |pages=237–239 |doi=10.1086/349558 }}</ref> ในหมู่นักดาราศาสตร์เหล่านี้ ''[[ตำราดาวฤกษ์]]'' (Book of Fixed Stars; ค.ศ. 964) ถูกเขียนขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาว[[เปอร์เซีย]] [[อับดุลราฮ์มาน อัล-ซูฟี]] ผู้ซึ่งสามารถค้นพบดาวฤกษ์ รวมทั้ง[[กระจุกดาว]] (รวมทั้ง [[กระจุกดาวโอมิครอน เวโลรัม]] และ[[กระจุกดาวบรอกคี]]) และ[[ดาราจักร]] (รวมทั้ง [[ดาราจักรแอนโดรเมดา]]) เป็นจำนวนมาก<ref name=Jones>{{cite book
| title = Messier's nebulae and star clusters
| first = Kenneth Glyn | last=Jones
| publisher = Cambridge University Press
| year = 1991 | isbn=0521370795 | page=1 }}</ref> ในคริสต์ศตวรรษที่ 11 นักวิชาการ[[ผู้รู้รอบด้าน]]ชาวเปอร์เซีย [[อาบู รายัน อัล-บิรูนิ]] (Abū Rayhān al-Bīrūnī) ได้พรรณนาลักษณะของดาราจักร[[ทางช้างเผือก]]ว่าประกอบด้วยชิ้นส่วนดาวฤกษ์ซึ่งมีคุณสมบัติ[[เนบิวลา|เหมือนเมฆ]]จำนวนมาก และยังระบุ[[ละติจูด]]ของดาวฤกษ์หลายดวงได้ในระหว่างปรากฏการณ์[[จันทรุปราคา]]ในปี [[ค.ศ. 1019]]<ref>{{cite web | last = Zahoor | first = A. | year = 1997 | url = http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html | title = Al-Biruni | publisher = Hasanuddin University | accessdate = 2007-10-21 | archive-date = 2008-06-26 | archive-url = https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html | url-status = dead }}</ref> นักดาราศาสตร์[[อัล-อันดะลุส|ชาวอันดะลุส]] [[อิบันบาจจาห์]] เสนอว่าทางช้างเผือกประกอบขึ้นจากดาวฤกษ์จำนวนมากจนดาวดวงหนึ่งเกือบจะสัมผัสกับดาวอีกดวงหนึ่ง และปรากฏให้เห็นเป็นภาพต่อเนื่องกันด้วยผลของการหักเหจากสารที่อยู่เหนือโลก เขาอ้างอิงจากหลักฐานการสังเกตจากปรากฏการณ์[[ดาวล้อมเดือน]]ของ[[ดาวพฤหัสบดี]]และ[[ดาวอังคาร]] เมื่อราว[[ฮิจญ์เราะหฺศักราช|ฮ.ศ.]] 500 (ค.ศ. 1106/1107) <ref name=Montada>{{cite web
| first = Josep Puig | last=Montada
| title = Ibn Bajja | publisher=[[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]
| url = http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
| date = September 28, 2007 | accessdate=2008-07-11 }}</ref>

นักดาราศาสตร์[[ยุโรป]]ในยุคต้น ๆ เช่น [[ทือโก ปราเออ]] ได้ค้นพบดาวฤกษ์ใหม่ปรากฏบนท้องฟ้ากลางคืน (ต่อมาเรียกชื่อว่า ''โนวา'') และเสนอว่า แท้จริงแล้วสรวงสวรรค์ไม่ใช่เปลี่ยนแปลงมิได้ ปี ค.ศ. 1584 [[จิออร์ดาโน บรูโน]] เสนอแนวคิดว่าดาวฤกษ์ต่าง ๆ ก็เป็นเหมือนดวงอาทิตย์ดวงอื่น ๆ และอาจมี[[ดาวเคราะห์นอกระบบ|ดาวเคราะห์]]ของมันเองโคจรอยู่รอบ ๆ ซึ่งดาวเคราะห์บางดวงอาจมีลักษณะเหมือนโลกก็เป็นได้<ref name="he history">{{cite web
| last = Drake | first = Stephen A.
| date = 2006-08-17
| url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html
| title = A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy
| publisher = NASA HEASARC | accessdate = 2006-08-24
}}</ref> แนวคิดทำนองนี้เคยมีการนำเสนอมาก่อนแล้วตั้งแต่สมัย[[กรีกโบราณ]]โดยนักปรัชญาบางคนเช่น [[ดีโมครีตุส]]และ[[เอพิคุรุส]]<ref>{{cite web
| date = 2006-07-24
| url = http://www.eso.org/outreach/eduoff/edu-prog/catchastar/CAS2004/casreports-2004/rep-226/
| title = Exoplanets
| publisher = ESO
| accessdate = 2006-10-11
}}{{ลิงก์เสีย|date=สิงหาคม 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref> เช่นเดียวกับนักจักรวาลวิทยาชาวอิสลามในยุคกลาง<ref>{{cite journal
 | title=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization
 | first=I. A. | last=Ahmad | journal=Vistas in Astronomy
 | volume=39 | issue=4 | date=1995
 | pages=395–403 [402]
 | doi=10.1016/0083-6656(95)00033-X |bibcode= 1995VA.....39..395A}}</ref> อย่างเช่น [[ฟาคีร์ อัลดิน อัลราซี]]<ref name=Setia>{{cite journal | title = Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey | first = Adi | last = Setia | journal = Islam & Science | volume = 2 | year = 2004 | url = http://findarticles.com/p/articles/mi_m0QYQ/is_2_2/ai_n9532826/ | accessdate = 2010-03-02 | archiveurl = https://archive.today/20120710164222/http://findarticles.com/p/articles/mi_m0QYQ/is_2_2/ai_n9532826/ | archivedate = 2012-07-10 | url-status = live }}</ref> เมื่อล่วงมาถึงศตวรรษต่อมา แนวคิดที่ว่าดาวฤกษ์เป็นเหมือนกับดวงอาทิตย์ที่อยู่ห่างไกลออกไป ได้เป็นที่ยอมรับในหมู่นักดาราศาสตร์ [[ไอแซก นิวตัน]] เสนอแนวคิดเพื่ออธิบายว่าเหตุใดดาวฤกษ์จึงไม่มีแรงดึงดูดผูกพันกับ[[ระบบสุริยะ]] เขาคิดว่าดาวฤกษ์แต่ละดวงกระจัดกระจายกันอยู่ในระยะห่างเท่า ๆ กัน ซึ่งได้รับการสนับสนุนจากนักเทววิทยา [[ริชาร์ด เบนท์ลีย์]]<ref>{{cite web
| last = Hoskin | first = Michael | year=1998
| url = http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html
| title = The Value of Archives in Writing the History of Astronomy
| publisher = Space Telescope Science Institute
| accessdate = 2006-08-24 }}</ref>

นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี [[เจมิเนียโน มอนทานารี]] ได้บันทึกผลสังเกตการเปลี่ยนแปลง[[ความส่องสว่างปรากฏ]]ของ[[ดาวอัลกอล]]ในปี ค.ศ. 1667 [[เอ็ดมันด์ แฮลลีย์]] ตีพิมพ์ผลการวัด[[ความเร็วแนวเล็ง]]ของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงกันคู่หนึ่ง เพื่อแสดงให้เห็นว่ามีการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของดาวนับจากช่วงเวลาที่[[ปโตเลมี]]กับ[[ฮิปปาร์คอส]] นักดาราศาสตร์[[กรีกโบราณ]] เคยบันทึกเอาไว้ การวัดระยะทางระหว่างดาวโดยตรงครั้งแรกทำโดย [[ฟรีดริช เบ็สเซิล]] ในปี ค.ศ. 1838 โดยใช้วิธี[[พารัลแลกซ์]]กับดาว [[61 Cygni]] ซึ่งอยู่ห่างไป 11.4 ปีแสง การตรวจวัดด้วยวิธีพารัลแลกซ์นี้ช่วยให้มนุษย์ทราบระยะทางอันกว้างใหญ่ระหว่างดวงดาวต่าง ๆ บนสรวงสวรรค์<ref name="he history" />

[[วิลเลียม เฮอร์เชล]] เป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่พยายามตรวจหาการกระจายตัวของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1780 เขาได้ทำการตรวจวัดดวงดาวในทิศทางต่าง ๆ มากกว่า 600 แบบ และนับจำนวนดาวฤกษ์ที่มองเห็นในแต่ละทิศทางนั้น ด้วยวิธีนี้เขาพบว่า จำนวนของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้นอย่างสม่ำเสมอไปทางด้านหนึ่งของท้องฟ้า คือในทิศทางที่มุ่งเข้าสู่ใจกลางของ[[ทางช้างเผือก]] [[จอห์น เฮอร์เชล]] บุตรชายของเขาได้ทำการศึกษาซ้ำเช่นนี้อีกครั้งในเขตซีกโลกใต้ และพบผลลัพธ์ที่เป็นไปในทิศทางเดียวกัน<ref>{{cite journal
| last = Proctor | first=Richard A.
| title = Are any of the nebulæ star-systems? | journal=Nature
| year = 1870 | pages=331–333
| url = http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M
| doi = 10.1038/001331a0
| volume = 1 }}</ref> นอกเหนือจากผลสำเร็จด้านอื่น ๆ แล้ว วิลเลียม เฮอร์เชลได้รับยกย่องจากผลสังเกตของเขาครั้งนี้ว่า มีดาวฤกษ์บางดวงไม่ได้อยู่บนแนวเส้นสังเกตอันเดียวกัน แต่มีดาวอื่นใกล้เคียงซึ่งเป็น[[ระบบดาวคู่]]

ศาสตร์การศึกษา[[สเปกโทรสโกปี]]ของดาวฤกษ์เริ่มบุกเบิกโดย [[โยเซ็ฟ ฟ็อน เฟราน์โฮเฟอร์]] และ[[แองเจโล เซคคี]] โดยการเปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวฤกษ์เช่น เปรียบ[[ดาวซิริอุส]]กับ[[ดวงอาทิตย์]] พวกเขาพบว่ากำลังและจำนวนของเส้นดูดกลืน[[สเปกตรัม]]ของดาวมีความแตกต่างกัน คือส่วนของแถบมืดในสเปกตรัมดาวฤกษ์ที่เกิดจากการดูดกลืนคลื่นความถี่เฉพาะอันเป็นผลจาก[[บรรยากาศ]] ปี ค.ศ. 1865 เซคคีเริ่มต้นจัด[[การจัดประเภทดาวฤกษ์|ประเภทของดาวฤกษ์]]ตามลักษณะสเปกตรัมของมัน<ref>{{cite web
| last = MacDonnell
| first = Joseph
| url = http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
| title = Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics
| publisher = Fairfield University
| accessdate = 2006-10-02
| archive-date = 2011-07-21
| archive-url = https://web.archive.org/web/20110721210124/http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
| url-status = dead
}}</ref> อย่างไรก็ดี รูปแบบการจัดประเภทดาวฤกษ์ดังที่ใช้กันอยู่ในยุคปัจจุบันได้พัฒนาขึ้นโดย แอนนี เจ. แคนนอน ในระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1900

การเฝ้าสังเกตดาวคู่เริ่มมีความสำคัญมากยิ่งขึ้นในช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 19 ในปี ค.ศ. 1834 [[ฟรีดริช เบ็สเซิล]] ได้เฝ้าสังเกตการเปลี่ยนแปลงความเร็วแนวเล็งของดาวซิริอุส และสรุปว่ามันมีดาวคู่ที่ซ่อนตัวอยู่ [[เอ็ดเวิร์ด พิกเคอริง]]ค้นพบการแยกสีของดาวคู่เป็นครั้งแรกในปี ค.ศ. 1899 ขณะที่กำลังสังเกตการกระจายแสงตามรอบเวลาของ[[ดาวมิซาร์]]ซึ่งมีช่วงเวลา 104 วัน รายละเอียดการเฝ้าสังเกตระบบดาวคู่อื่น ๆ ก็เพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ โดยนักดาราศาสตร์หลายคน เช่น วิลเลียม สตรูฟ และ เอส. ดับเบิลยู เบิร์นแฮม และทำให้สามารถคำนวณมวลของดาวฤกษ์ได้จาก[[องค์ประกอบของวงโคจร|องค์ประกอบวงโคจร]]ของมัน ความสำเร็จแรกในการคำนวณวงโคจรของระบบดาวคู่จากการสังเกตการณ์ทางกล้องโทรทรรศน์ทำได้โดย เฟลิกซ์ ซาวารี ในปี ค.ศ. 1827<ref>{{cite book
| first = Robert G. | last=Aitken | title=The Binary Stars
| publisher = Dover Publications Inc. | location=New York
| year = 1964 }}</ref>

การศึกษาดาวฤกษ์มีความก้าวหน้าขึ้นอย่างมากตลอดช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 20 [[ภาพถ่าย]]กลายเป็นเครื่องมือสำคัญที่มีค่ายิ่งสำหรับการศึกษาทางดาราศาสตร์ [[คาร์ล สวาซชิลด์]]ค้นพบว่า สีของดาวฤกษ์ซึ่งหมายถึงอุณหภูมิของมันนั้น สามารถตรวจสอบได้โดยการเปรียบเทียบค่า[[โชติมาตรปรากฏ]]กับความสว่างในภาพถ่าย มีการพัฒนาโฟโตมิเตอร์แบบ[[โฟโตอิเล็กทริก]]ซึ่งช่วยให้การตรวจวัดความสว่างที่ความยาวคลื่นหลาย ๆ ช่วงทำได้แม่นยำยิ่งขึ้น ปี ค.ศ. 1921 อัลเบิร์ต เอ. มิเชลสัน ได้ทำการตรวจวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ได้เป็นครั้งแรกโดยใช้[[อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์]]ของกล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์<ref>{{cite journal
| author = Michelson, A. A.; Pease, F. G.
| title = Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer
| journal = Astrophysical Journal | year=1921 | volume=53
| pages = 249–259
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1921ApJ....53..249M | doi = 10.1086/142603 <!--Retrieved from CrossRef by DOI bot-->
}}</ref>

ผลงานที่สำคัญในการศึกษาลักษณะทางกายภาพของดาวฤกษ์เกิดขึ้นในช่วงทศวรรษแรก ๆ ของคริสต์ศตวรรษที่ 20 ในปี ค.ศ. 1913 ได้มีการพัฒนา[[ไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์]] ซึ่งช่วยกระตุ้นการศึกษาด้าน[[ฟิสิกส์ดาราศาสตร์]]ของดาวฤกษ์มากยิ่งขึ้น แบบจำลองเกี่ยวกับโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์และวิวัฒนาการของดาวก็ได้รับการพัฒนาขึ้นจนสำเร็จ รวมไปถึงการพยายามอธิบายสเปกตรัมของดาวซึ่งสามารถทำได้โดยความก้าวหน้าอย่างยิ่งของ[[ควอนตัมฟิสิกส์]] ทั้งหมดนี้นำไปสู่การอธิบายองค์ประกอบทางเคมีของชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์อีกด้วย<ref name="new cosmos">{{cite book
| author = Unsöld, Albrecht | title=The New Cosmos
| publisher = Springer-Verlag | location=New York
| year = 1969 }}</ref>

นอกเหนือจาก[[มหานวดารา]]แล้ว ได้มีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวจำนวนมากในดาราจักรต่าง ๆ ที่อยู่ใน[[กลุ่มท้องถิ่น]]ของทางช้างเผือก<ref>e. g. {{cite journal
| author = Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno
| title = Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31
| journal = The Astronomical Journal
| year = 2003 | volume=125 | issue=3 | pages=1298–1308
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003AJ....125.1298B
| accessdate = 2007-02-04 | doi = 10.1086/346274 <!--Retrieved from CrossRef by DOI bot-->
}}</ref> โดยเฉพาะอย่างยิ่งการเฝ้าสังเกตทางช้างเผือกในส่วนที่สามารถมองเห็นได้ (ดังที่ได้แสดงในสารบัญแฟ้มดาวฤกษ์เท่าที่พบในดาราจักรทางช้างเผือก<ref>{{cite news
| title = Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission
| publisher = ESA | date=1997-12-08
| url = http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=esa_msa
| accessdate = 2007-08-05 }}</ref>) แต่ยังมีดาวฤกษ์ที่เฝ้าสังเกตบางดวงอยู่ในดาราจักร M100 ใน[[กระจุกดาราจักรหญิงสาว]] ซึ่งอยู่ห่างจากโลกไปราว 100 ล้านปีแสง<ref>{{cite web
| author = Villard, Ray; Freedman, Wendy L.
| date = 1994-10-26
| url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/
| title = Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet
| publisher = Hubble Site
| accessdate = 2007-08-05
| archive-date = 2016-07-06
| archive-url = https://web.archive.org/web/20160706140607/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/
| url-status = dead
}}</ref> เราสามารถที่จะมองเห็นกระจุกดาวภายใน[[กระจุกดาราจักรยวดยิ่งท้องถิ่น]] กล้องโทรทรรศน์ในยุคปัจจุบันโดยทั่วไปสามารถใช้สังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวจาง ๆ ใน[[กระจุกดาราจักรท้องถิ่น]]ได้ ดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลที่สุดที่เคยเฝ้าสังเกตอยู่ไกลออกไปนับหลายร้อยล้านปีแสง<ref>{{cite news
| title = Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe
| publisher = Hubble Site
| date = 1999-05-25
| url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/
| accessdate = 2007-08-02
| archive-date = 2016-12-19
| archive-url = https://web.archive.org/web/20161219184540/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/
| url-status = dead
}}</ref> (ดูเพิ่มเติมใน [[ดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิด|ดาวเซเฟอิด]]) อย่างไรก็ดี ยังไม่เคยมีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวหรือกระจุกดาวอื่นใดที่อยู่พ้นจากกระจุกดาราจักรยวดยิ่งของเราออกไปเลย นอกจากภาพถ่ายจาง ๆ ภาพเดียวที่แสดงถึงกระจุกดาวขนาดใหญ่อันประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายแสนดวง อยู่ห่างออกไปมากกว่าหนึ่งพันล้านปีแสง<ref>{{cite news
| title = UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.
| publisher = UBC Public Affairs
| date = 2007-01-08
| url = http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html
| accessdate = 2007-08-02
| archive-date = 2013-07-27
| archive-url = https://web.archive.org/web/20130727073001/http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html
| url-status = dead
}}</ref> ซึ่งไกลเป็นสิบเท่าของระยะห่างของกระจุกดาวไกลที่สุดที่เคยมีการสังเกตการณ์มา

== การตั้งชื่อ ==
{{บทความหลัก|การตั้งชื่อดาวฤกษ์|หลักการตั้งชื่อทางดาราศาสตร์|สารบัญแฟ้มดาวฤกษ์}}

หลักการเกี่ยวกับ[[กลุ่มดาว]]เป็นที่รู้จักกันมานานแล้วตั้งแต่ยุคสมัย[[บาบิโลน]] ผู้ที่เฝ้าสังเกตท้องฟ้ายามราตรีในยุคโบราณจินตนาการรูปร่างการรวมตัวของดวงดาวออกมาเป็นรูปแบบต่าง ๆ กัน และนำมาเกี่ยวโยงกับตำนานปรัมปราตามความเชื่อของตน มีกลุ่มดาว 12 รูปแบบเรียงตัวกันอยู่ตามแนว[[สุริยวิถี]] ในเวลาต่อมากลุ่มดาวทั้ง 12 กลุ่มนี้กลายเป็นพื้นฐานของวิชา[[โหราศาสตร์]]<ref name=koch95>{{cite book | author=Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne | year=1995 | title=Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination | page=163 | volume=19 | series=Carsten Niebuhr Institute Publications | publisher=Museum Tusculanum Press | isbn=8772892870 }}</ref> นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ที่แยกจากกลุ่มอีกจำนวนหนึ่งที่โดดเด่น ก็ได้รับการตั้งชื่อให้ด้วย โดยมากเป็นชื่อใน[[ภาษาอารบิก]]หรือ[[ภาษาละติน]]

นอกเหนือไปจากกลุ่มดาวและดวงอาทิตย์แล้ว บรรดาดวงดาวทั้งหมดก็มีตำนานเป็นของตัวเองด้วย<ref name="mythology">{{cite web
| last = Coleman | first = Leslie S
| url = http://www.frostydrew.org/observatory/courses/myths/booklet.htm
| title = Myths, Legends and Lore
| publisher = Frosty Drew Observatory
| accessdate = 2006-08-13 }}</ref> ตามความเชื่อของชาว[[กรีกโบราณ]] ดวงดาวบางดวง หรือที่แท้คือ [[ดาวเคราะห์]] (ภาษากรีกโบราณว่า πλανήτης (planētēs) หมายถึง "ผู้พเนจร") เป็นตัวแทนของเทพเจ้าองค์สำคัญหลายองค์ ซึ่งชื่อของเทพเจ้าเหล่านั้นก็เป็นที่มาของชื่อดาวด้วย เช่น [[ดาวพุธ]] ([[เทพเมอร์คิวรี|เมอร์คิวรี]]) [[ดาวศุกร์]] ([[เทพวีนัส|วีนัส]]) [[ดาวอังคาร]] ([[เทพมาส์|มาส์]]) [[ดาวพฤหัสบดี]] ([[จูปิเตอร์ (เทพปกรณัม)|จูปิเตอร์]]) และ[[ดาวเสาร์]] ([[แซตเทิร์น]]) <ref name="mythology" /> สำหรับ[[ดาวยูเรนัส]]และ[[ดาวเนปจูน]]ก็เป็นชื่อของ[[ตำนานเทพเจ้ากรีก]]และ[[ตำนานเทพเจ้าโรมัน]]เช่นเดียวกัน แม้ในอดีตดาวทั้งสองนี้ยังไม่เป็นที่รู้จัก เพราะมันมีความสว่างต่ำมาก แต่นักดาราศาสตร์ในยุคหลังก็ตั้งชื่อดาวทั้งสองตามชื่อของเทพเจ้าด้วยเช่นกัน

ในช่วงคริสต์ทศวรรษ 1600 มีการใช้ชื่อของ[[กลุ่มดาว]]ไปใช้ตั้งชื่อดาวฤกษ์อื่นที่พบอยู่ในย่านฟ้าเดียวกัน นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน [[โยฮัน ไบเออร์]] ได้สร้างชุดแผนที่ดาวขึ้นชุดหนึ่งชื่อ ''[[อูราโนเมเทรีย]]'' เขาใช้[[อักษรกรีก]]ในการตั้งรหัสดาวแต่ละดวงในกลุ่มดาว ซึ่งต่อมาเป็นที่รู้จักในชื่อ ''[[การตั้งชื่อระบบไบเออร์]]'' ที่นิยมใช้มาจนถึงปัจจุบัน ต่อมา [[จอห์น แฟลมสตีด]] คิดค้นระบบตัวเลขประสมเข้าไปโดยอ้างอิงจากค่า[[ไรต์แอสเซนชัน]]ของดาว เขาจัดทำรายชื่อดาวไว้ในหนังสือ ''"Historia coelestis Britannica"'' (ฉบับปี ค.ศ. 1712) ในเวลาต่อมาระบบตัวเลขนี้เป็นที่รู้จักในชื่อ ''[[การตั้งชื่อระบบแฟลมสตีด]]'' หรือ ''ระบบตัวเลขแฟลมสตีด''<ref>{{cite web
| url = http://www.iau.org/public_press/themes/naming/ | title = Naming Astronomical Objects
| publisher = [[International Astronomical Union]] (IAU)
| accessdate = 2009-01-30 }}</ref><ref>{{cite web | url = http://seds.org/~spider/spider/Misc/naming.html | title = Naming Stars | publisher = Students for the Exploration and Development of Space (SEDS) | accessdate = 2009-01-30 | archive-date = 2010-05-31 | archive-url = https://web.archive.org/web/20100531062940/http://seds.org/~spider/spider/Misc/naming.html | url-status = dead }}</ref>

ภายใต้[[กฎหมายอวกาศ]] หน่วยงานเพียงแห่งเดียวซึ่งเป็นที่ยอมรับทั่วโลกว่ามีอำนาจหน้าที่ในการตั้งชื่อวัตถุท้องฟ้าต่าง ๆ คือ [[สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล]]<ref name="naming">{{cite web
| url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309
| title = The Naming of Stars
| publisher = National Maritime Museum
| accessdate = 2006-08-13
| archive-date = 2007-10-29
| archive-url = https://web.archive.org/web/20071029035356/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309
| url-status = dead
}}</ref> ยังมีบริษัทเอกชนอีกจำนวนหนึ่งที่อ้างการจำหน่ายชื่อแก่ดวงดาว (ดังเช่น "[[สำนักจดทะเบียนดาวฤกษ์ระหว่างประเทศ]]") อย่างไรก็ดี ชื่อจากองค์กรเหล่านี้ไม่เป็นที่ยอมรับจากชุมชนวิทยาศาสตร์ และไม่มีใครใช้ด้วย<ref name="naming" /> นักวิทยาศาสตร์เห็นว่าองค์กรเหล่านี้เป็นพวกหลอกลวงที่ต้มตุ๋นประชาชนทั่วไปซึ่งไม่เข้าใจกระบวนการตั้งชื่อดาวฤกษ์<ref>{{cite web | last = Adams | first = Cecil | date = 1998-04-01 | url = http://www.straightdope.com/classics/a3_385.html | title = Can you pay $35 to get a star named after you? | publisher = The Straight Dope | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2008-05-12 | archive-url = https://web.archive.org/web/20080512091604/http://www.straightdope.com/classics/a3_385.html | url-status = dead }}</ref> แต่กระนั้น ลูกค้าที่ทราบเรื่องนี้ก็ยังคงมีความปรารถนาที่จะตั้งชื่อดาวฤกษ์ด้วยตนเอง<ref>{{Cite web |url=http://www.delscope.demon.co.uk/information/namingstars.htm#surveyres |title=Solent Amateur Astronomers Society Consumer Survey |access-date=2010-06-20 |archive-date=2010-06-24 |archive-url=https://web.archive.org/web/20100624120523/http://www.delscope.demon.co.uk/information/namingstars.htm#surveyres |url-status=dead }}</ref>

== หน่วยวัด ==
คุณลักษณะของดาวฤกษ์โดยมากจะระบุโดยใช้[[มาตราเอสไอ]] หรืออาจมีที่ใช้[[มาตราซีจีเอส]]บ้างจำนวนหนึ่ง (ตัวอย่างเช่น การระบุค่ากำลังส่องสว่างเป็น [[เออร์ก]]ต่อวินาที) ค่าของ[[มวล]] [[กำลังส่องสว่าง]] และ[[รัศมี]] มักระบุในหน่วยของดวงอาทิตย์ โดยอ้างอิงจากคุณลักษณะของดวงอาทิตย์ ดังนี้

: {|
| [[มวลดวงอาทิตย์]]:
| <math>\begin{smallmatrix}M_\odot = 1.9891 \times 10^{30}\end{smallmatrix}</math>&nbsp;[[กิโลกรัม|กก.]]<ref name="constants">{{cite journal | author = Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. | title=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars | journal=The Astrophysical Journal | year=2003 | volume=583 | issue=2 | pages=1024–1039 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583.1024S | doi=10.1086/345408 }}</ref>
|-
| [[กำลังส่องสว่างดวงอาทิตย์]]:
| <math>\begin{smallmatrix}L_\odot = 3.827 \times 10^{26}\end{smallmatrix}</math>&nbsp;[[วัตต์]]<ref name="constants" />
|-
| [[รัศมีดวงอาทิตย์]]:
| <math>\begin{smallmatrix}R_\odot = 6.960 \times 10^{8}\end{smallmatrix}</math> [[เมตร|ม.]]<ref>{{cite journal
| author = Tripathy, S. C.; Antia, H. M.
| title = Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius
| journal = Solar Physics | year=1999
| volume = 186 | issue=1/2 | pages=1–11
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1999SoPh..186....1T | doi = 10.1023/A:1005116830445 <!--Retrieved from CrossRef by DOI bot-->
}}</ref>
|}

สำหรับหน่วยความยาวที่ยาวมาก ๆ เช่นรัศมีของดาวฤกษ์ยักษ์ หรือค่า[[กึ่งแกนเอก]]ของระบบดาวคู่ มักระบุโดยใช้[[หน่วยดาราศาสตร์]] (AU) ซึ่งมีค่าโดยประมาณเท่ากับระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ (ประมาณ 150 ล้านกิโลเมตร หรือ 93 ล้านไมล์)

== กำเนิดและวิวัฒนาการ ==
{{บทความหลัก|วิวัฒนาการของดาวฤกษ์}}

ดาวฤกษ์จะก่อตัวขึ้นภายในเขตขยายของ[[มวลสารระหว่างดาว]]ที่มีความหนาแน่นสูงกว่า ถึงแม้ว่าความหนาแน่นนี้จะยังคงต่ำกว่า[[ห้องสุญญากาศ]]บนโลกก็ตาม ในบริเวณนี้ซึ่งเรียกว่า ''[[เมฆโมเลกุล]]'' และประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ โดยมีฮีเลียมราวร้อยละ 23-28 และธาตุที่หนักกว่าอีกจำนวนหนึ่ง ตัวอย่างหนึ่งของบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์อยู่ใน[[เนบิวลานายพราน]]<ref>
{{cite journal
| last=Woodward | first=P. R.
| title=Theoretical models of star formation
| journal=Annual review of astronomy and astrophysics
| year=1978 | volume=16 | pages=555–584 | doi = 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ARA&A..16..555W
}}</ref> และเมื่อดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ก่อตั้งขึ้นจากเมฆโมเลกุล ดาวฤกษ์เหล่านี้ก็ได้ให้ความสว่างแก่เมฆเหล่านี้ นอกจากนี้ยังเปลี่ยนไฮโดรเจนให้กลายเป็นไอออน ทำให้เกิดบริเวณที่เรียกว่า [[บริเวณเอช 2]]

=== การก่อตัวของดาวฤกษ์ก่อนเกิด ===
{{บทความหลัก|การก่อตัวของดาวฤกษ์}}
จุดกำเนิดของดาวฤกษ์เกิดขึ้นจากแรงโน้มถ่วงที่ไม่เสถียรภายในเมฆโมเลกุล โดยมากมักเกิดจากคลื่นกระแทกจาก[[มหานวดารา]] (การระเบิดขนาดใหญ่ของดาวฤกษ์) หรือจากการแตกสลายของ[[ดาราจักร]]สองแห่งที่ปะทะกัน (เช่นใน[[ดาราจักรชนิดดาวกระจาย]]) เมื่อย่านเมฆนั้นมีความหนาแน่นเพียงพอจนถึงขอบเขต[[ความไม่เสถียรของฌ็อง]] มันจึงยุบตัวลงด้วยแรงโน้มถ่วงภายในของมันเอง<ref>{{cite book
| first=Michael David | last=Smith | year=2004
| title=The Origin of Stars | url=https://archive.org/details/originofstars0000smit | publisher=Imperial College Press
| isbn=1860945015 | pages=[https://archive.org/details/originofstars0000smit/page/n74 57]–68 }}</ref>

[[ไฟล์:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|250px|ภาพวาดการก่อตัวของดาวฤกษ์ใน[[เมฆโมเลกุล]]ตามจินตนาการของศิลปิน]]

ขณะที่เมฆโมเลกุลยุบตัวลง ฝุ่นและแก๊สหนาแน่นก็เข้ามาเกาะกลุ่มอยู่ด้วยกัน เรียกว่า [[กลุ่มเมฆบอก]] ยิ่งกลุ่มเมฆยุบตัวลง ความหนาแน่นภายในก็เพิ่มสูงขึ้นเรื่อย ๆ พลังงานจากแรงโน้มถ่วงถูกแปลงไปกลายเป็นความร้อนซึ่งทำให้อุณหภูมิสูงยิ่งขึ้น เมื่อเมฆดาวฤกษ์ก่อนเกิดนี้ดำเนินไปจนกระทั่งถึงสภาวะสมดุลของ[[สภาวะสมดุลอุทกสถิต|อุทกสถิต]] จึงเริ่มมี[[ดาวฤกษ์ก่อนเกิด]]ก่อตัวขึ้นที่ใจกลาง<ref>{{cite web | last = Seligman | first = Courtney | url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | title = Slow Contraction of Protostellar Cloud | work = Self-published | accessdate = 2006-09-05 | archive-date = 2008-06-23 | archive-url = https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | url-status = dead }}</ref> [[ดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลัก]]มักจะมี[[แผ่นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิด]]ล้อมรอบอยู่ ช่วงเวลาของการแตกสลายด้วยแรงโน้มถ่วงนี้กินเวลาประมาณ 10-15 ล้านปี

ดาวฤกษ์ยุคแรกที่มีมวลน้อยกว่า 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ จะเรียกว่าเป็นดาวประเภท [[T Tauri]] ส่วนพวกที่มีมวลมากกว่านั้นจะเรียกว่าเป็น [[ดาวเฮอร์บิก Ae/Be]] ดาวฤกษ์เกิดใหม่เหล่านี้จะแผ่ลำพลังงานของแก๊สออกมาตามแนวแกนการหมุน ซึ่งอาจช่วยลด[[โมเมนตัมเชิงมุม]]ของดาวฤกษ์ที่กำลังยุบตัวลงและทำให้กลุ่มเมฆเรืองแสงเป็นหย่อม ๆ ซึ่งรู้จักกันในชื่อ [[วัตถุเฮอร์บิก–อาโร]]<ref>{{cite conference
| author=Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. | year = 1996
| title=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks
| book-title = Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995
| editor = Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier
| publisher = Space Telescope Science Institute | page = 491
| url =http://adsabs.harvard.edu/abs/1996swhs.conf..491B
| accessdate =2006-07-14
}}</ref><ref name=smith04>{{cite book
| first=Michael David | last=Smith
| title=The origin of stars | url=https://archive.org/details/originofstars0000smit | page=[https://archive.org/details/originofstars0000smit/page/n193 176]
| publisher=Imperial College Press | year=2004
| isbn=1860945015
}}</ref> ลำแก๊สเหล่านี้ เมื่อประกอบกับการแผ่รังสีจากดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่อยู่ใกล้เคียง อาจช่วยขับกลุ่มเมฆซึ่งปกคลุมอยู่รอบดาวฤกษ์ที่ดาวนั้นก่อตั้งอยู่ออกไป<ref>{{cite news
| first=Tom | last=Megeath | date=May 11, 2010
| title=Herschel finds a hole in space
| url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html
| publisher=ESA | accessdate=2010-05-17 }}</ref>

=== แถบลำดับหลัก ===
{{บทความหลัก|แถบลำดับหลัก}}

ช่วงเวลากว่า 90% ของดาวฤกษ์จะใช้ไปในการเผาผลาญไฮโดรเจนเพื่อสร้างฮีเลียมด้วยปฏิกิริยาแรงดันสูงและอุณหภูมิสูงที่บริเวณใกล้แกนกลาง เรียกดาวฤกษ์เหล่านี้ว่าเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใน[[แถบลำดับหลัก]]หรือ[[ดาวแคระ]] นับแต่ช่วงอายุเป็น 0 ในแถบลำดับหลัก สัดส่วนฮีเลียมในแกนกลางดาวจะเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ผลที่เกิดขึ้นตามมาเพื่อการรักษาอัตราการเกิดปฏิกิริยา[[นิวเคลียร์ฟิวชัน]]ในแกนกลางคือ ดาวฤกษ์จะค่อย ๆ มีอุณหภูมิสูงขึ้นและกำลังส่องสว่างเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ <ref>{{cite journal
| author = Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G.
| title = Stellar evolution from the zero-age main sequence
| journal = Astrophysical Journal Supplement Series
| year = 1979 | volume=40 | pages=733–791
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M | doi = 10.1086/190603 <!--Retrieved from CrossRef by DOI bot-->
}}</ref> ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์มีค่ากำลังส่องสว่างเพิ่มขึ้นนับจากเมื่อครั้งเข้าสู่แถบลำดับหลักครั้งแรกเมื่อ 4,600 ล้านปีก่อนราว 40%<ref name=sun_future />

ดาวฤกษ์ทุกดวงจะสร้าง[[ลมดาวฤกษ์]] ซึ่งประกอบด้วยอนุภาคเล็ก ๆ ของแก๊สที่ไหลออกจากดาวฤกษ์ไปในห้วงอวกาศ โดยมากแล้วมวลที่สูญเสียไปจากลมดาวฤกษ์นี้ถือว่าน้อยมาก แต่ละปีดวงอาทิตย์จะสูญเสียมวลออกไปประมาณ 10<sup>-14</sup> เท่าของมวลดวงอาทิตย์<ref>{{cite journal
| author = Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L.
| title = Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity
| journal = The Astrophysical Journal
| year = 2002
| volume = 574
| issue = 1
| pages = 412–425
| url = http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/340797
| doi = 10.1086/340797 <!--Retrieved from CrossRef by DOI bot-->
}}{{ลิงก์เสีย|date=กันยายน 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref> หรือคิดเป็นประมาณ 0.01% ของมวลทั้งหมดของมันตลอดช่วงอายุ แต่สำหรับดาวฤกษ์มวลมากอาจจะสูญเสียมวลไปราว 10<sup>−7</sup> ถึง 10<sup>−5</sup> เท่าของมวลดวงอาทิตย์ต่อปี ซึ่งค่อนข้างส่งผลกระทบต่อวิวัฒนาการของตัวมันเอง<ref>{{cite journal
| last = de Loore | first=C.
| author2 = de Greve, J. P.| author3 = Lamers, H. J. G. L. M.
| title = Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind
| journal = Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61
| issue = 2 | pages=251–259
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D }}</ref> ดาวฤกษ์ที่มีมวลเริ่มต้นมากกว่า 50 เท่าของมวลดวงอาทิตย์อาจสูญเสียมวลออกไปราวครึ่งหนึ่งของมวลทั้งหมดตลอดช่วงเวลาที่อยู่ในแถบลำดับหลัก<ref>{{cite web
| url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727
| title = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
| publisher = Royal Greenwich Observatory
| accessdate = 2006-09-07
| archive-date = 2007-09-30
| archive-url = https://web.archive.org/web/20070930015551/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727
| url-status = dead
}}</ref>

[[ไฟล์:H-R diagram -edited-3.gif|thumb|300px|ตัวอย่างแสดงตำแหน่งของดาวฤกษ์ต่าง ๆ บน[[ไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์]] ดวงอาทิตย์อยู่บริเวณเกือบกึ่งกลางของแถบ (ดูเพิ่มใน [[การจัดประเภทดาวฤกษ์]])]]

ระยะเวลาที่ดาวฤกษ์จะอยู่บนแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลเชื้อเพลิงตั้งต้นกับอัตราเผาผลาญเชื้อเพลิงของดาวฤกษ์นั้น ๆ กล่าวอีกนัยหนึ่งคือมวลตั้งต้นและกำลังส่องสว่างของดาวฤกษ์นั่นเอง สำหรับดวงอาทิตย์ ประมาณว่าจะอยู่บนแถบลำดับหลักประมาณ 10<sup>10</sup> ปี ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะเผาผลาญเชื้อเพลิงในอัตราเร็วมากและมีอายุสั้น ขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็ก (คือดาวแคระ) จะเผาผลาญเชื้อเพลิงในอัตราที่ช้ากว่าและสามารถอยู่บนแถบลำดับหลักได้นานหลายหมื่นหรือหลายแสนล้านปี ซึ่งในบั้นปลายของอายุ มันจะค่อย ๆ หรี่จางลงเรื่อย ๆ <ref name="late stages" /> อย่างไรก็ดี อายุของ[[เอกภพ]]ที่ประมาณการไว้ในปัจจุบันอยู่ที่ 13,700 ล้านปี ดังนั้นจึงไม่อาจค้นพบดาวฤกษ์ดังที่กล่าวมานี้ได้

นอกเหนือจากมวล องค์ประกอบของธาตุหนักที่หนักกว่าฮีเลียมก็มีบทบาทสำคัญต่อวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เช่นกัน ในทางดาราศาสตร์ ธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมจะเรียกว่าเป็น "โลหะ" และความเข้มข้นทางเคมีของธาตุเหล่านี้จะเรียกว่า [[ค่าความเป็นโลหะ]] ค่านี้มีอิทธิพลต่อช่วงเวลาที่ดาวฤกษ์เผาผลาญเชื้อเพลิง รวมถึงควบคุมการกำเนิดสนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์<ref>{{cite journal
| author = Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S.
| title = Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests
| journal = Astronomy & Astrophysics
| year = 2001 | volume=373 | pages=597–607
| url = http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html
| doi = 10.1051/0004-6361:20010626 }}</ref> และมีผลต่อความเข้มของลมดาวฤกษ์ด้วย<ref>{{cite web
| date = 2004-06-18
| url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
| title = Mass loss and Evolution
| publisher = UCL Astrophysics Group
| accessdate = 2006-08-26
| archive-date = 2004-11-22
| archive-url = https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
| url-status = dead
}}</ref> ดาวฤกษ์ชนิด[[ดารากร 2]] ซึ่งมีอายุเก่าแก่กว่าจะมีค่าความเป็นโลหะน้อยกว่าดาวฤกษ์รุ่นใหม่ หรือดาวฤกษ์แบบ[[ดารากร 3]] เนื่องมาจากองค์ประกอบที่มีอยู่ในเมฆโมเลกุลอันดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นมานั่นเอง ยิ่งเวลาผ่านไป เมฆเหล่านี้จะมีส่วนประกอบของธาตุหนักเข้มข้นขึ้นเรื่อย ๆ เมื่อดาวฤกษ์เก่าแก่สิ้นอายุขัยและส่งคืนสารประกอบภายในชั้นบรรยากาศของมันกลับไปในอวกาศ

=== หลังแถบลำดับหลัก ===
{{บทความหลัก|ดาวยักษ์แดง}}

เมื่อดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อย 0.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์<ref name="late stages" /> หมดไฮโดรเจนในแกนกลาง พื้นผิวชั้นนอกของมันจะขยายตัวอย่างมากและดาวจะเย็นลง ซึ่งเป็นการก่อตั้งของ[[ดาวยักษ์แดง]] ยกตัวอย่างเช่น อีกภายใน 5 พันล้านปี เมื่อดวงอาทิตย์กลายเป็นดาวยักษ์แดง มันจะขยายตัวออกจนมีรัศมีสูงสุดราว 1 [[หน่วยดาราศาสตร์]] (150,000,000 [[กิโลเมตร|กม.]]) หรือคิดเป็นขนาด 250 เท่าของขนาดในปัจจุบัน และเมื่อดวงอาทิตย์กลายเป็นดาวยักษ์แดง มันจะสูญเสียมวลไปราว 30% ของมวลดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน<ref name="sun_future">{{cite journal | author=Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. | title=Our Sun. III. Present and Future | page=457 | journal=Astrophysical Journal | year=1993 | volume=418 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S | doi = 10.1086/173407}}</ref><ref name="sun_future_schroder">{{cite journal | first=K.-P. | last=Schröder | author2=Smith, Robert Connon | year=2008 | title=Distant future of the Sun and Earth revisited |
doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume = 386
| page = 155
}} See also {{cite news
| url=http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20
| title=Hope dims that Earth will survive Sun's death
| date=2008-02-22
| work=NewScientist.com news service
| first=Jason
| last=Palmer
| accessdate=2008-03-24
| archive-date=2008-03-17
| archive-url=https://web.archive.org/web/20080317001540/http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20
| url-status=dead
}}</ref>

ในดาวยักษ์แดงที่มีมวลมากถึง 2.25 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ปฏิกิริยาฟิวชันไฮโดรเจนจะยังคงดำเนินต่อไปในพื้นผิวเปลือกรอบแกนกลาง<ref name="hinshaw">{{cite web
| last = Hinshaw | first = Gary | date = 2006-08-23
| url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101stars.html
| title = The Life and Death of Stars
| publisher = NASA WMAP Mission | accessdate = 2006-09-01 }}</ref> ในที่สุด แกนกลางจะบีบอัดจนกระทั่งเริ่มปฏิกิริยาฟิวชันฮีเลียม และดาวฤกษ์จะมีรัศมีหดตัวลงอย่างต่อเนื่องและมีอุณหภูมิพื้นผิวสูงขึ้น ในดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่านี้ พื้นที่แกนกลางจะเปลี่ยนจากการฟิวชันไฮโดรเจนไปเป็นการฟิวชันฮีเลียมโดยตรง<ref>{{cite journal
| last = Iben | first = Icko, Jr.
| title=Single and binary star evolution
| journal=Astrophysical Journal Supplement Series
| year=1991 | volume=76 | pages=55–114
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K
| accessdate=2007-03-03
| doi=10.1086/191565 }}</ref>

หลังจากดาวฤกษ์ได้ใช้ฮีเลียมที่แกนกลางจนหมด ปฏิกิริยาฟิวชันจะยังคงดำเนินต่อไปในเปลือกหุ้มแกนกลางซึ่งประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจน ดาวฤกษ์นั้นก็จะยังคงดำเนินต่อไปในเส้นทางวิวัฒนาการคู่ขนานไปกับระยะดาวยักษ์แดงในช่วงแรก แต่มีอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่ามาก

==== ดาวมวลมาก ====
{{บทความหลัก|ดาวยักษ์ใหญ่แดง}}ระหว่างช่วงการเผาผลาญฮีเลียมของดาวฤกษ์เหล่านี้ ดาวมวลมากซึ่งมีมวลมากกว่า 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะพองตัวออกจนกระทั่งกลายเป็น[[ดาวยักษ์ใหญ่แดง]] เมื่อเชื้อเพลิงที่แกนกลางของดาวยักษ์ใหญ่แดงหมด พวกมันจะยังคงฟิวชันธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม

แกนกลางจะหดตัวลงต่อไปจนกระทั่งมีอุณหภูมิและความดันเพียงพอที่จะฟิวชันคาร์บอน กระบวนการดังกล่าวดำเนินต่อไป ต่อด้วยกระบวนการใช้นีออนเป็นเชื้อเพลิง ตามด้วยออกซิเจนและซิลิคอน เมื่ออายุขัยของดาวฤกษ์ใกล้จะสิ้นสุด ฟิวชันจะสามารถเกิดขึ้นไปพร้อม ๆ กับชั้นเปลือกหัวหอมจำนวนมากภายในดาวฤกษ์ เปลือกเหล่านี้จะฟิวชันธาตุที่แตกต่างกัน โดยเปลือกชั้นนอกสุดจะฟิวชันไฮโดรเจน ชั้นต่อไปฟิวชันฮีเลียม เป็นเช่นนี้ไปเรื่อย ๆ <ref>{{cite web | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/ | title = What is a star? | publisher = Royal Greenwich Observatory | accessdate = 2006-09-07 | archive-date = 2007-09-30 | archive-url = https://web.archive.org/web/20070930035229/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299 | url-status = dead }}</ref>

ดาวฤกษ์เข้าสู่ระยะสุดท้ายของอายุขัยเมื่อมันเริ่มผลิต[[เหล็ก]] เนื่องจากนิวเคลียสของเหล็กมียึดเหนี่ยวระหว่างกันอย่างแน่นหนากว่านิวเคลียสที่หนักกว่าใด ๆ ถ้าหากเหล็กถูกฟิวชันก็จะไม่ก่อให้เกิดการปลดปล่อยพลังงานแต่อย่างใด แต่ในทางกลับกัน กระบวนการดังกล่าวต้องใช้พลังงาน เช่นเดียวกัน นับตั้งแต่เหล็กยึดเหนี่ยวอย่างแน่นหนากว่านิวเคลียสที่เบากว่าทั้งหมด พลังงานจึงไม่สามารถถูกปลดปล่อยออกมาโดย[[นิวเคลียร์ฟิชชั่น|ปฏิกิริยาฟิชชั่น]]ได้ ในดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างมีอายุและมวลมาก แกนกลางขนาดใหญ่ของดาวจะประกอบด้วยเหล็กเพิ่มมากขึ้น ธาตุที่หนักกว่าในดาวฤกษ์เหล่านี้จะยังคงถูกส่งขึ้นมายังพื้นผิว ก่อให้เกิดวัตถุวิวัฒนาการซึ่งเป็นที่รู้จักกันว่า [[ดาวฤกษ์วูล์ฟ-ราเยท์]] ซึ่งมี[[ลมดาวฤกษ์]]หนาแน่นเกิดขึ้นบริเวณบรรยากาศชั้นนอก<ref name="hinshaw" />

==== การยุบตัว ====

เมื่อถึงขั้นนี้ ดาวฤกษ์มวลปานกลางซึ่งวิวัฒนาการแล้วจะสลัดพื้นผิวชั้นนอกออกมาเป็น[[เนบิวลาดาวเคราะห์]] หากสิ่งที่เหลือจากบรรยากาศชั้นนอกที่ลอยกระจายออกไปมีมวลน้อยกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มันจะยุบตัวลงจนกลายเป็นวัตถุขนาดค่อนข้างเล็ก (มีขนาดเท่ากับขนาดของโลก) ซึ่งไม่มีมวลมากพอที่จะมีแรงกดดันเกิดขึ้นไปมากกว่านี้อีก หรือที่รู้จักกันว่า [[ดาวแคระขาว]]<ref>{{cite journal | author=Liebert, J. | title=White dwarf stars | journal=Annual review of astronomy and astrophysics | year=1980 | volume=18 | issue=2 | pages=363–398 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA&A..18..363L | doi = 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051}}</ref> [[สสารเสื่อมอิเล็กตรอน]]ภายในดาวแคระขาวจะไม่ใช่พลาสม่าอีกต่อไป ถึงแม้ว่าดาวฤกษ์จะหมายความถึงทรงกลมซึ่งประกอบไปด้วยพลาสม่าก็ตาม ในที่สุด ดาวแคระขาวก็จะจางลงจนกลายเป็น[[ดาวแคระดำ]] หลังจากเวลาผ่านไป

[[ไฟล์:Crab Nebula.jpg|thumb|[[เนบิวลาปู]] ซากจากมหานวดาราที่ได้รับการบันทึกครั้งแรกในประวัติศาสตร์ ราว ค.ศ. 1054]]

ในดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่า [[การหลอมนิวเคลียส|ปฏิกิริยาฟิวชัน]]จะยังคงดำเนินต่อไปจนกระทั่งแกนกลางเหล็กมีขนาดใหญ่ขึ้นอย่างมาก (มีมวลมากกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) จนกระทั่งมันไม่สามารถรองรับมวลอันมหาศาลของตัวมันเองได้ แกนกลางนี้จะยุบตัวลงอย่างเฉียบพลัน เมื่ออิเล็กตรอนเข้าไปอยู่ในโปรตอน ทำให้เกิดนิวตรอนและ[[นิวตริโน]]ใน[[การสลายให้อนุภาคบีตา]]ผกผันหรือ[[การจับยึดอิเล็กตรอน]] [[คลื่นกระแทก]]อันเกิดจากการยุบตัวกะทันหันนี้ได้ทำให้ส่วนที่เหลือของดาวฤกษ์ระเบิดออกเป็น[[มหานวดารา]] มหานวดารามีความสว่างมากเสียจนแสงสว่างของมันบดบังแสงจากดาวฤกษ์ทั้งหมดในดาราจักรที่ดาวนั้นอยู่ และเมื่อมหานวดาราเกิดขึ้นในดาราจักรทางช้างเผือก ในประวัติศาสตร์ มหานวดาราได้รับการสังเกตโดยผู้สังเกตการณ์ด้วยตาเปล่าว่าเป็น "ดาวฤกษ์ดวงใหม่" ที่ซึ่งไม่เคยเกิดขึ้นมาก่อน<ref name="supernova">{{cite web
| date = 2006-04-06
| url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
| title = Introduction to Supernova Remnants
| publisher = Goddard Space Flight Center
| accessdate = 2006-07-16 }}</ref>

สสารส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์จะถูกระเบิดออกจากการระเบิด[[มหานวดารา]] (ทำให้เกิดเนบิวลา อย่างเช่น [[เนบิวลาปู]]<ref name="supernova" />) และส่วนที่เหลืออยู่จะกลายมาเป็น[[ดาวนิวตรอน]] (ซึ่งในบางครั้งมีคุณสมบัติชัดเจน อย่างเช่น [[พัลซาร์]] หรือ [[ดาวระเบิดรังสีเอกซ์]]) หรือในกรณีของดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่ที่สุด (มีขนาดใหญ่มากพอที่การระเบิดออกยังคงเหลือซากที่มีมวลโดยประมาณอย่างน้อย 4 เท่าของ[[มวลดวงอาทิตย์]]) ดาวฤกษ์เหล่านี้จะกลายไปเป็น[[หลุมดำ]]<ref>{{cite journal | author=Fryer, C. L. | title=Black-hole formation from stellar collapse | journal=Classical and Quantum Gravity | year=2003 | volume=20 | pages=S73–S80 | url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309 | doi = 10.1088/0264-9381/20/10/309}}</ref> สสารที่อยู่ในดาวนิวตรอนจะอยู่ในสถานะที่เรียกกันว่า [[สสารเสื่อมนิวตรอน]] กับรูปแบบของสสารเสื่อมอื่นที่ประหลาดกว่านั้น เช่น [[สสารควาร์ก]] เกิดขึ้นที่แกนกลาง ส่วนสถานะของสสารภายในหลุมดำนั้นในปัจจุบันยังไม่เป็นที่เข้าใจเลย

พื้นผิวชั้นนอกส่วนที่ถูกระเบิดออกจากดาวที่ตายแล้วรวมไปถึงธาตุหนักซึ่งอาจเป็นสารเริ่มต้นระหว่างการก่อตั้งของดาวฤกษ์ดวงใหม่ได้ ธาตุหนักเหล่านี้ทำให้เกิดดาวเคราะห์หิน การไหลออกจากมหานวดาราและลมดาวฤกษ์ได้มีส่วนสำคัญในการก่อให้เกิดมวลสารระหว่างดาว<ref name="supernova" />

== การกระจายตัว ==
[[ไฟล์:Sirius A and B artwork.jpg|thumb|left|250px|[[ดาวแคระขาว]]โคจรรอบ[[ดาวซิริอุส]] ภาพวาดจากจินตนาการของศิลปิน]]

นอกจากดาวนาเม็กที่อยู่อย่างโดดเดี่ยว [[ระบบดาวหลายดวง]]มักประกอบด้วยดาวฤกษ์ตั้งแต่ 2 ดวงขึ้นไปที่เกี่ยวพันกันอยู่ด้วยแรงโน้มถ่วงดึงดูดระหว่างกัน ทำให้ต่างโคจรไปรอบกันและกัน ระบบดาวหลายดวงที่พบมากที่สุดคือ [[ระบบดาวคู่]] แต่ก็มีระบบดาว 3 ดวงหรือมากกว่านั้นให้พบเห็นด้วยเช่นกัน ตามหลักการเสถียรภาพของวงโคจร ในระบบดาวหลายดวงมักแบ่งสัดส่วนการโคจรออกเป็นระดับชั้นซึ่งแต่ละชั้นมีลักษณะคล้ายกับระบบดาวคู่<ref>{{cite book
| first = Victor G. | last=Szebehely
| author2 = Curran, Richard B. | year=1985
| title = Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies
| url = https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato | publisher = Springer
| isbn = 9027720460 }}</ref> นอกจากนี้ยังมีระบบดาวที่ใหญ่ขึ้นไปอีกเรียกว่า [[กระจุกดาว]] ซึ่งประกอบด้วยกลุ่มของดาวฤกษ์ที่อยู่ด้วยกันอย่างหลวม ๆ อาจมีดาวเพียงไม่กี่ดวง ไปจนถึง[[กระจุกดาวทรงกลม]]ที่มีดาวฤกษ์สมาชิกนับหลายร้อยหลายพันดวง

มีข้อสมมุติฐานมานานแล้วว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะเป็นสมาชิกอยู่ในระบบดาวหลายดวงที่มีแรงโน้มถ่วงดึงดูดระหว่างกัน ข้อสมมุติฐานนี้เป็นจริงอย่างมากกับดาวฤกษ์มวลมากประเภท O และ B ซึ่งเชื่อว่ากว่า 80% ของดาวฤกษ์ในประเภทนี้อยู่ในระบบดาวหลายดวง อย่างไรก็ดีมีการค้นพบระบบดาวเดี่ยวเพิ่มมากขึ้นโดยเฉพาะกับดาวฤกษ์ขนาดเล็ก เชื่อว่ามีเพียงประมาณ 25% ของ[[ดาวแคระแดง]]เท่านั้นที่มีดาวอื่นอยู่ในระบบเดียวกัน จากจำนวนดาวฤกษ์ทั้งหมดเป็นดาวแคระแดงไปถึง 85% ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ใน[[ทางช้างเผือก]]ก็เป็นดาวฤกษ์เดี่ยวมานับแต่ถือกำเนิด<ref>{{cite press release
| publisher = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
| date = 2006-01-30
| url = http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html
| title = Most Milky Way Stars Are Single
| accessdate = 2006-07-16 }}</ref>

ตลอดทั่ว[[เอกภพ]] ดาวฤกษ์ไม่ได้กระจายตัวกันอยู่อย่างสม่ำเสมอ แต่มีการรวมกลุ่มอยู่ด้วยกันในลักษณะของ[[ดาราจักร]] รวมถึงส่วนของ[[สสารระหว่างดาว|แก๊สและฝุ่นระหว่างดวงดาว]] ดาราจักรโดยทั่วไปมีดาวฤกษ์อยู่เป็นจำนวนหลายแสนล้านดวง และภายใน[[เอกภพที่สังเกตได้]] มีดาราจักรอยู่ทั้งสิ้นมากกว่าหนึ่งแสนล้านแห่ง<ref>{{cite web | title=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | publisher=Royal Greenwich Observatory | url=http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495 | accessdate=2006-07-18 | archive-date=2007-10-10 | archive-url=https://web.archive.org/web/20071010122331/http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495 | url-status=dead }}</ref> แม้จะเชื่อกันว่า ดาวฤกษ์โดยทั่วไปควรอยู่ในดาราจักรแห่งใดแห่งหนึ่ง ทว่าก็มีการค้นพบดาวฤกษ์ที่อยู่ระหว่างดาราจักรด้วยเช่นกัน<ref>{{cite news
| title = Hubble Finds Intergalactic Stars
| publisher = Hubble News Desk | date=1997-01-14
| url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
| accessdate = 2006-11-06 }}</ref> นักดาราศาสตร์คาดการณ์ว่า น่าจะมีดาวฤกษ์อยู่ทั้งสิ้นประมาณ 7 หมื่นล้านล้านล้านดวง (7×10<sup>22</sup>) ภายในเอกภพที่สังเกตได้<ref>{{cite news
| title = Astronomers count the stars
| publisher = BBC News | date=2003-07-22
| url = http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3085885.stm
| accessdate = 2006-07-18 }}</ref>

ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกที่สุดนอกไปจากดวงอาทิตย์ คือ[[ดาวพร็อกซิมาคนครึ่งม้า]] ซึ่งอยู่ห่างไปประมาณ 39.9 ล้านล้านกิโลเมตร (10<sup>12</sup> กิโลเมตร) หรือประมาณ 4.2 [[ปีแสง]] แสงจากดาวพร็อกซิมาคนครึ่งม้าใช้เวลาเดินทาง 4.2 ปีจึงจะมาถึงโลก ถ้าเดินทางด้วยความเร็ววงโคจรของ[[กระสวยอวกาศ]] (ประมาณ 5 ไมล์ต่อวินาที หรือประมาณ 30,000 กิโลเมตรต่อชั่วโมง) จะต้องใช้เวลาประมาณ 150,000 ปีจึงจะไปถึงดาวแห่งนั้น<ref>3.99 × 10<sup>13</sup> กม. / (3 × 10<sup>4</sup> กม./ชม. × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup> ปี</ref> ระยะทางที่เอ่ยถึงนี้เป็นระยะทางภายใน[[จานดาราจักร]]ซึ่งครอบคลุมบริเวณระบบสุริยะ<ref>{{cite journal | author=Holmberg, J.; Flynn, C. | title=The local density of matter mapped by Hipparcos | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=313 | issue=2 | year=2000 | pages=209–216 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.313..209H | accessdate=2006-07-18 | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x <!--Retrieved from CrossRef by DOI bot-->}}</ref> หากเป็นบริเวณใจกลางของดาราจักรหรือใน[[กระจุกดาวทรงกลม]] ดาวฤกษ์จะอยู่ใกล้ชิดกันมากกว่านี้

เมื่อดาวฤกษ์ในบริเวณห่างไกลจากใจกลางดาราจักรอยู่ห่างกันขนาดนี้ จึงเชื่อว่าโอกาสที่ดาวฤกษ์จะปะทะกันมีค่อนข้างน้อย ขณะที่ในย่านซึ่งมีดาวฤกษ์อยู่อย่างหนาแน่นเช่นในกระจุกดาวทรงกลมหรือใจกลางดาราจักร การที่ดาวฤกษ์ปะทะกันถึงเป็นเรื่องสามัญที่เกิดขึ้นทั่วไป<ref name="DarkMatter">{{cite news | title = Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic | publisher = CNN News | date = 2000-06-02 | url = http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | accessdate = 2006-07-21 | archive-date = 2007-01-07 | archive-url = https://web.archive.org/web/20070107140146/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | url-status = dead }}</ref> การปะทะของดาวฤกษ์นี้จะทำให้เกิดดาวฤกษ์ประหลาดชนิดใหม่ที่เรียกว่า [[ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน]] ซึ่งมีค่าอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่าดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักโดยทั่วไปในกระจุกดาวเดียวกันทั้งที่มีกำลังส่องสว่างเท่ากัน<ref>{{cite journal | first = J. C. | last= Lombardi, Jr. | author2 = Warren, J. S.| author3 = Rasio, F. A.| author4 = Sills, A.| author5 = Warren, A. R. | title = Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers | journal=The Astrophysical Journal | year=2002 | volume=568 | pages=939–953 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...568..939L | doi = 10.1086/339060 <!--Retrieved from CrossRef by DOI bot-->}}</ref>

== คุณสมบัติ ==
การอธิบายถึงคุณสมบัติต่าง ๆ ของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ล้วนอ้างอิงถึงมวลเริ่มต้นของดาว แม้กระทั่งคุณลักษณะอันละเอียดอ่อนเช่น การส่องสว่าง และขนาด ตลอดจนถึงวิวัฒนาการของดาว ช่วงอายุ และสภาพหลังจากการแตกดับ

=== อายุ ===
ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีอายุอยู่ระหว่าง 1 พันล้านถึง 1 หมื่นล้านปี มีบ้างบางดวงที่อาจมีอายุถึง 13,700 ล้านปีซึ่งเป็นอายุโดยประมาณของ[[เอกภพ]] ดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดเท่าที่ค้นพบขณะนี้คือ [[HE 1523-0901]] ซึ่งมีอายุโดยประมาณ 13,200 ล้านปี<ref>{{cite news
| author=Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J
| title=Nearby Star Is A Galactic Fossil
| publisher=Science Daily | date=2007-05-11
| url=http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm
| accessdate=2007-05-10 }}</ref><ref>{{ cite journal | title=Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium | journal=[[Astrophysical Journal]] Letters| volume=660 | issue=2 | pages=L117–L120 | date=May 2007 | doi=10.1086/518122 | bibcode=2007ApJ...660L.117F | author=Frebel, Anna| display-authors=et al}}</ref>

ยิ่งดาวฤกษ์มีมวลมากเท่าใด ก็จะยิ่งมีอายุสั้นเท่านั้น ทั้งนี้เนื่องจากดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะมีแรงดันภายในแกนกลางที่สูงกว่า ทำให้การเผาผลาญไฮโดรเจนเป็นไปในอัตราที่สูงกว่า ดาวฤกษ์มวลมากที่สุดมีอายุเฉลี่ยเท่าที่พบราว 1 ล้านปี ส่วนดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยที่สุด ([[ดาวแคระแดง]]) เผาผลาญพลังงานภายในตัวเองในอัตราที่ต่ำมาก และมีอายุอยู่ยาวนานตั้งแต่หลักพันล้านจนถึงหมื่นล้านปี<ref>{{cite web
| author = Naftilan, S. A.; Stetson, P. B.
| date = 2006-07-13
| url = http://www.sciam.com/askexpert_question.cfm?articleID=000A6D41-76AA-1C72-9EB7809EC588F2D7&catID=3&topicID=2
| title = How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?
| publisher = Scientific American
| accessdate = 2007-05-11 }}</ref><ref>{{cite journal
| author = Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C.
| title = The End of the Main Sequence
| journal = The Astrophysical Journal
| year = 1997
| volume = 482
| pages = 420–432
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L
| accessdate = 2007-05-11 | doi = 10.1086/304125 <!--Retrieved from CrossRef by DOI bot-->
}}</ref>

=== องค์ประกอบทางเคมี ===
{{ดูเพิ่มที่|ความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)}}

เมื่อแรกที่ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น มันประกอบด้วย[[ไฮโดรเจน]] 71% และ[[ฮีเลียม]] 27% โดยมวล<ref>{{cite book
| first=Judith A. | last=Irwin | year=2007
| title=Astrophysics: Decoding the Cosmos
| publisher=John Wiley and Sons | isbn=0470013060
| page=78 }}</ref> กับสัดส่วนของธาตุหนักอีกเล็กน้อย โดยทั่วไปเราวัดปริมาณของธาตุหนักในรูปขององค์ประกอบเหล็กในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ เนื่องจาก[[เหล็ก]]เป็นธาตุพื้นฐาน และการตรวจวัดเส้นการดูดซับของมันก็ทำได้ง่าย ใน[[เมฆโมเลกุล]]อันเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์จะอุดมไปด้วยธาตุหนักมากมายที่ได้มาจาก[[มหานวดารา]]หรือการระเบิดของดาวฤกษ์รุ่นแรก ดังนั้นการตรวจวัดองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์จึงสามารถใช้ประเมินอายุของมันได้<ref>{{cite web | date = 2006-09-12 | url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html | title = A "Genetic Study" of the Galaxy | publisher = ESO | accessdate = 2006-10-10 | archive-date = 2008-07-06 | archive-url = https://web.archive.org/web/20080706165740/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html | url-status = dead }}</ref> เราอาจใช้องค์ประกอบธาตุหนักในการวินิจฉัยได้ด้วยว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นน่าจะมี[[ระบบดาวเคราะห์]]ของตนเองหรือไม่<ref>{{cite journal | author= Fischer, D. A.; Valenti, J. | title=The Planet-Metallicity Correlation | journal=The Astrophysical Journal | year=2005 | volume=622 | issue=2 | pages=1102–1117 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622.1102F | doi = 10.1086/428383 <!--Retrieved from CrossRef by DOI bot-->}}</ref>

ดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบธาตุเหล็กต่ำที่สุดเท่าที่เคยตรวจพบ คือดาวแคระ [[HE1327-2326]] โดยมีองค์ประกอบเหล็กเพียง 1 ใน 200,000 ส่วนของดวงอาทิตย์<ref>{{cite web
| date = 2005-04-17 | url = http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | title = Signatures Of The First Stars
| publisher = ScienceDaily | accessdate = 2006-10-10 }}</ref> ในด้านตรงข้าม ดาวฤกษ์ที่มีโลหะธาตุสูงมากคือ [[μ Leonis]] ซึ่งมีธาตุเหล็กสูงกว่าดวงอาทิตย์เกือบสองเท่า อีกดวงหนึ่งคือ [[14 Herculis]] ซึ่งมีดาวเคราะห์เป็นของตนเองด้วย มีธาตุเหล็กสูงกว่าดวงอาทิตย์เกือบสามเท่า<ref>{{cite journal
| last = Feltzing | first=S. | author2 =Gonzalez, G.
| title = The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
| journal = Astronomy & Astrophysics
| year = 2000 | volume=367 | pages=253–265
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A&A...367..253F
| accessdate = 2007-11-27
| doi = 10.1051/0004-6361:20000477 }}</ref> นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบทางเคมีอันแปลกประหลาดอีกหลายดวงซึ่งสังเกตได้จากเส้น[[สเปกตรัม]]ของมัน โดยที่มีทั้ง[[โครเมียม]]กับ[[แรร์เอิร์ท|ธาตุหายาก]]บนโลก<ref>{{cite book
| first = David F. | last=Gray | year=1992
| title = The Observation and Analysis of Stellar Photospheres
| publisher = Cambridge University Press
| isbn = 0521408687 }}</ref>

=== เส้นผ่านศูนย์กลาง ===
[[ไฟล์:Star-sizes.jpg|thumb|250px|ขนาดเปรียบเทียบดาวฤกษ์]]

ดาวฤกษ์ต่าง ๆ อยู่ห่างจากโลกมาก ดังนั้นนอกจากดวงอาทิตย์แล้ว เราจึงมองเห็นดาวฤกษ์ต่าง ๆ เป็นเพียงจุดแสงเล็ก ๆ ในเวลากลางคืน ส่องแสงกะพริบวิบวับเนื่องมาจากผลจาก[[ชั้นบรรยากาศของโลก]] ดวงอาทิตย์ก็เป็นดาวฤกษ์ดวงหนึ่ง แต่อยู่ใกล้กับโลกมากพอจะปรากฏเห็นเป็นรูปวงกลม และให้แสงสว่างในเวลากลางวัน นอกเหนือจากดวงอาทิตย์แล้ว ดาวฤกษ์ที่มีขนาดปรากฏใหญ่ที่สุดคือ [[R Doradus]] ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมเพียง 0.057 [[พิลิปดา]]<ref>{{cite news | title = The Biggest Star in the Sky | publisher = ESO | date = 1997-03-11 | url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html | accessdate = 2006-07-10 | archive-date = 2008-05-21 | archive-url = https://web.archive.org/web/20080521190501/http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html | url-status = dead }}</ref>

ภาพของดาวฤกษ์ส่วนมากที่มองเห็นและวัดได้ใน[[ขนาดเชิงมุม]]จะเล็กมากจนต้องอาศัยการสังเกตการณ์บนโลกด้วย[[กล้องโทรทรรศน์]] บางครั้งต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ในเทคนิค interferometer เพื่อช่วยขยายภาพ เทคนิคอีกประการหนึ่งในการตรวจวัดขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์คือ occultation โดยการตรวจวัดโชติมาตรของดาวที่ลดลงเนื่องมาจากความสว่างของดวงจันทร์ (หรือจากโชติมาตรที่เพิ่มขึ้นเมื่อมันปรากฏขึ้นใหม่) แล้วจึงนำมาคำนวณขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์นั้น<ref>{{cite journal
| author = Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M.
| title = Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared
| journal = Journal of Astrophysics and Astronomy
| year = 1995 | volume=16 | pages=332
| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1995JApAS..16..332R
| accessdate = 2007-07-05 }}</ref>

ขนาดของดาวฤกษ์เรียงตามลำดับตั้งแต่เล็กสุดคือ [[ดาวนิวตรอน]] มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางระหว่าง 20 ถึง 40 กิโลเมตร ไปจนถึง[[ดาวยักษ์ใหญ่]]เช่น [[ดาวบีเทลจุส]]ใน[[กลุ่มดาวนายพราน]] ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่าดวงอาทิตย์ราว 650 เท่า คือกว่า 900 ล้านกิโลเมตร แต่ดาวบีเทลจุสยังมีความหนาแน่นต่ำกว่าดวงอาทิตย์ของเรา<ref>{{cite web | last = Davis | first = Kate | date = 2000-12-01 | url = http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | title = Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis | publisher = AAVSO | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2010-06-15 | archive-url = https://web.archive.org/web/20100615074039/http://aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml | url-status = dead }}</ref>

=== การเคลื่อนที่ ===
{{บทความหลัก|จลนศาสตร์ดาวฤกษ์}}
[[ไฟล์:Pleiades large.jpg|thumb|right|300px|[[กระจุกดาวลูกไก่]] [[กระจุกดาวเปิด]]ใน[[กลุ่มดาววัว]] ดาวฤกษ์เหล่านี้มีการแลกเปลี่ยนการเคลื่อนที่ในอวกาศรูปแบบเดียวกัน<ref>{{cite journal
 | last=Loktin | first=A. V.
 | title=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster
 | journal=Astronomy Reports | volume=50 | issue=9
 | pages=714–721 |date=September 2006
 | doi=10.1134/S1063772906090058 | bibcode=2006ARep...50..714L| s2cid=121701212
 }}</ref>]]

ลักษณะการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์เมื่อเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ของเรา สามารถให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์อย่างยิ่งในการเรียนรู้ถึงจุดกำเนิดและอายุของดาว รวมไปถึงโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาราจักรโดยรอบ องค์ประกอบการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ประกอบด้วย [[ความเร็วแนวเล็ง]] ที่วิ่งเข้าหาหรือวิ่งออกจากดวงอาทิตย์ และการเคลื่อนที่เชิงมุมที่เรียกว่า [[การเคลื่อนที่เฉพาะ]]

การตรวจวัดความเร็วแนวเล็งทำได้โดยอาศัย[[การเคลื่อนดอปเปลอร์]]ของเส้นสเปกตรัมของดาว หน่วยที่วัดเป็นกิโลเมตรต่อวินาที การตรวจวัดการเคลื่อนที่เฉพาะของดาวฤกษ์ทำได้จากเครื่องมือตรวจวัดทางดาราศาสตร์ที่มีความแม่นยำสูง หน่วยที่วัดเป็นมิลลิ[[พิลิปดา]]ต่อปี เมื่ออาศัยการตรวจสอบ[[พารัลแลกซ์]]ของดาวฤกษ์ เราจึงสามารถแปลงการเคลื่อนที่เฉพาะให้ไปเป็นหน่วยของความเร็วได้ ดาวฤกษ์ที่มีค่าการเคลื่อนที่เฉพาะสูงมีแนวโน้มที่จะอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าดาวดวงอื่น จึงเป็นตัวแทนที่ดีสำหรับใช้ตรวจวัดพารัลแลกซ์ของดาวได้<ref>{{cite web
| date = 1999-09-10 | url = http://www.rssd.esa.int/hipparcos/properm.html
| title = Hipparcos: High Proper Motion Stars
| publisher = ESA | accessdate = 2006-10-10 }}</ref>

เมื่อเราทราบอัตราการเคลื่อนที่ทั้งสองตัวนี้แล้ว ก็จะสามารถคำนวณความเร็วในการเคลื่อนที่อวกาศของดาวฤกษ์ดวงนั้นเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์หรือดาราจักรได้ ในบรรดาดาวฤกษ์ใกล้เคียงที่ตรวจวัด พบว่า[[ดาวฤกษ์ชนิดดารากร 1]] มีความเร็วต่ำกว่าดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าเช่น [[ดาวฤกษ์ชนิดดารากร 2]] ดาวฤกษ์ในกลุ่มหลังมีระนาบโคจรที่ค่อนข้างใกล้เคียงกับ[[ระนาบดาราจักร]]<ref>{{cite journal | last = Johnson | first = Hugh M. | title=The Kinematics and Evolution of Population I Stars | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | year=1957 | volume=69 | issue=406 | pages=54 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957PASP...69...54J | doi=10.1086/127012 }}</ref> เมื่อเปรียบเทียบจลนศาสตร์ของดาวฤกษ์ที่อยู่ในบริเวณใกล้เคียงกัน ทำให้เราสามารถจัดกลุ่มของดาวฤกษ์ได้ ซึ่งมีแนวโน้มที่ดาวฤกษ์ในกลุ่มเดียวกันจะกำเนิดมาจาก[[เมฆโมเลกุล]]ชุดเดียวกัน<ref>{{cite journal
| author = Elmegreen, B.; Efremov, Y. N.
| title = The Formation of Star Clusters
| journal = American Scientist
| year = 1999
| volume = 86
| issue = 3
| pages = 264
| url = http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1
| accessdate = 2006-08-23
| doi = 10.1511/1998.3.264
| archive-date = 2005-03-23
| archive-url = https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1
| url-status = dead
}}</ref>

=== สนามแม่เหล็ก ===
[[ไฟล์:Suaur.jpg|thumb|200px|สนามแม่เหล็กพื้นผิวของดาว SU Aur (ดาวฤกษ์อายุน้อยแบบ [[T Tauri]]) นำมาปรับแต่งด้วยเทคนิคการสร้างภาพแบบ Zeeman-Doppler]]
{{บทความหลัก|สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์}}

[[สนามแม่เหล็ก]]ของดาวฤกษ์เกิดขึ้นจากบริเวณภายในของดาวที่ซึ่งเกิดการไหลเวียนของการพาความร้อน การเคลื่อนที่นี้ทำให้ประจุในพลาสมาทำตัวเสมือนเป็น[[ทฤษฎีไดนาโม|เครื่องกำเนิดไฟฟ้าแบบไดนาโม]] ซึ่งทำให้เกิดสนามแม่เหล็กแผ่ขยายออกมาภายนอกดวงดาว กำลังของสนามแม่เหล็กนี้แปรตามขนาดของมวลและองค์ประกอบของดาว ส่วนขนาดของกิจกรรมพื้นผิวสนามแม่เหล็กก็ขึ้นกับอัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์นั้น กิจกรรมที่พื้นผิวสนามแม่เหล็กนี้ทำให้เกิด[[จุดบนดาวฤกษ์]] อันเป็นบริเวณที่มีสนามแม่เหล็กเข้มกว่าปกติและมีอุณหภูมิเฉลี่ยต่ำกว่าปกติ [[วงโคโรนา]]คือแนวสนามแม่เหล็กโค้งที่แผ่เข้าไปในโคโรนา ส่วน[[เปลวดาวฤกษ์]]คือการระเบิดของอนุภาคพลังงานสูงที่แผ่ออกมาเนื่องจากกิจกรรมพื้นผิวสนามแม่เหล็ก<ref>{{cite web
| last = Brainerd | first=Jerome James
| date = 2005-07-06 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html
| title = X-rays from Stellar Coronas
| publisher = The Astrophysics Spectator
| accessdate = 2007-06-21 }}</ref>

ดาวฤกษ์ที่อายุน้อยและหมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วสูงมีแนวโน้มจะมีกิจกรรมพื้นผิวในระดับที่สูงเนื่องมาจากกำลังสนามแม่เหล็กของมัน สนามแม่เหล็กของดาวยังส่งอิทธิพลต่อ[[ลมดาวฤกษ์]]ด้วย โดยทำหน้าที่เหมือนตัวหน่วง ทำให้อัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์ช้าลงเมื่อดาวมีอายุมากขึ้น ดังนั้น ดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าเช่นดวงอาทิตย์ของเราจึงมีอัตราการหมุนรอบตัวเองที่ต่ำกว่า และมีกิจกรรมพื้นผิวที่น้อยกว่าดาวฤกษ์อายุเยาว์ ระดับของกิจกรรมพื้นผิวของดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองช้าค่อนข้างเปลี่ยนแปลงเป็นวงรอบและอาจหยุดกิจกรรมบางอย่างไปชั่วระยะเวลาหนึ่ง<ref>{{cite web
| last = Berdyugina | first = Svetlana V. | year=2005
| url = http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/
| title = Starspots: A Key to the Stellar Dynamo
| publisher = Living Reviews
| accessdate = 2007-06-21 }}</ref> ช่วงเวลานี้เรียกว่า [[ช่วงต่ำสุดมอนเดอร์]] ซึ่งดวงอาทิตย์ก็เคยผ่านระยะเวลานี้เป็นเวลา 70 ปี ที่ไม่มีกิจกรรมใด ๆ เกี่ยวกับจุดบนดวงอาทิตย์เกิดขึ้นเลย

=== มวล ===
หนึ่งในบรรดาดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดเท่าที่รู้จักกัน คือ [[ดาวอีตากระดูกงูเรือ]] (Eta Carinae)<ref>{{cite journal | first = Nathan | last = Smith | year = 1998 | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | title = The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender | publisher = Astronomical Society of the Pacific | journal = Mercury Magazine | volume = 27 | pages = 20 | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2006-09-27 | archive-url = https://web.archive.org/web/20060927091554/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | url-status = dead }}</ref> ซึ่งมีมวลมากกว่ามวลดวงอาทิตย์ราว 100-150 เท่า ช่วงอายุของมันสั้นมาก เพียงประมาณไม่กี่ล้านปีเท่านั้น ผลจากการศึกษา[[กระจุกดาวอาร์เชส]]เมื่อเร็ว ๆ นี้แสดงให้เห็นว่า มวลขนาด 150 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จัดเป็นขีดจำกัดสูงสุดของดาวฤกษ์ใน[[เอกภพ]]ในยุคปัจจุบัน<ref>{{cite news | title = NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy | publisher = NASA News | date = 2005-03-03 | url = http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html | accessdate = 2006-08-04 | archive-date = 2020-04-10 | archive-url = https://web.archive.org/web/20200410212238/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html | url-status = dead }}</ref> สาเหตุของขีดจำกัดนี้ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่น่าจะมีความเกี่ยวข้องส่วนหนึ่งกับ[[กำลังส่องสว่างเอ็ดดิงตัน]] ซึ่งอธิบายถึง[[ค่ากำลังส่องสว่าง]]สูงสุดที่สามารถแผ่ผ่าน[[บรรยากาศของดาวฤกษ์]]ได้โดยไม่ยิงพวยแก๊สออกไปในอวกาศ

[[ไฟล์:Ngc1999.jpg|thumb|200px|[[เนบิวลาสะท้อนแสง]] NGC 1999 ที่สว่างเจิดจ้าด้วยดาว V380 Orionis (ตรงกลางภาพ) [[ดาวแปรแสง]]ที่มีขนาดราว 3.5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ''ภาพจากนาซา'']]

ดาวฤกษ์กลุ่มแรก ๆ ที่ก่อตัวขึ้นหลังจากการถือกำเนิดของเอกภพตามทฤษฎี[[บิกแบง]]อาจมีมวลมากกว่านั้น เช่น 300 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หรือสูงกว่า<ref>{{cite news
| title = Ferreting Out The First Stars
| publisher = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
| date = 2005-09-22 | url=http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0531.html
| accessdate = 2006-09-05 }}</ref> ทั้งนี้เนื่องจากมันไม่มีองค์ประกอบของ[[ธาตุเคมี|ธาตุ]]ที่หนักกว่า[[ลิเทียม]]เลย อย่างไรก็ดี ดาวฤกษ์มวลมากยิ่งยวดเหล่านี้ (หรือดาวฤกษ์ชนิด population III) ได้สูญสลายไปจนหมดแล้ว มีแต่เพียงทฤษฎีที่กล่าวถึงเท่านั้น

ดาว [[AB Doradus C]] ซึ่งเป็นดาวคู่ของ [[AB Doradus A]] มีมวลประมาณ 93 เท่าของมวล[[ดาวพฤหัสบดี]] จัดว่าเป็นดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดเท่าที่รู้จักซึ่งยังคงมีปฏิกิริยา[[นิวเคลียร์ฟิวชัน]]ดำเนินอยู่ภายในแกนกลาง<ref>{{cite news | title = Weighing the Smallest Stars | publisher = ESO | date = 2005-01-01 | url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-02-05.html | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2006-08-20 | archive-url = https://web.archive.org/web/20060820012657/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-02-05.html | url-status = dead }}</ref> ด้วยลักษณะของดาวที่มี[[ความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)|ค่าความเป็นโลหะ]]คล้ายคลึงกับดวงอาทิตย์ ตามทฤษฎีแล้ว มวลน้อยที่สุดของดาวฤกษ์ที่ยังสามารถดำรงสภาวะนิวเคลียร์ฟิวชันในแกนกลางได้ คือประมาณ 75 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี<ref>{{cite web
| first = Alan | last = Boss | date =2001-04-03
| url = http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html
| title = Are They Planets or What?
| publisher = Carnegie Institution of Washington
| accessdate = 2006-06-08 }}</ref><ref name="minimum">{{cite web | last = Shiga | first = David
| date = 2006-08-17 | url = http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html
| title = Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed
| publisher = New Scientist
| accessdate = 2006-08-23 }}</ref> ทว่ามันจะมีค่าความเป็นโลหะต่ำมาก ผลการศึกษาดาวฤกษ์ที่จางแสงที่สุดเมื่อไม่นานมานี้ พบว่าขนาดที่เล็กที่สุดที่เป็นไปได้ของดาวฤกษ์อยู่ที่ประมาณ 8.3% ของมวลดวงอาทิตย์ หรือประมาณ 87 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี<ref name="minimum" /><ref>{{cite news
| title = Hubble glimpses faintest stars
| publisher = BBC | date=2006-08-18
| url = http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/5260008.stm
| accessdate = 2006-08-22 }}</ref> วัตถุที่เล็กกว่านี้จะเรียกว่า [[ดาวแคระน้ำตาล]] ซึ่งเป็นดาวที่มีลักษณะเทาอันขุ่นมัว อยู่กึ่งกลางระหว่างดาวฤกษ์กับ[[ดาวเคราะห์แก๊สยักษ์]]

ความสัมพันธ์ระหว่าง[[รัศมี]]ของดาวกับ[[มวล]]ของดาว บอกได้จาก[[แรงโน้มถ่วงพื้นผิว]] ดาวฤกษ์ขนาดยักษ์จะมีแรงโน้มถ่วงพื้นผิวน้อยกว่าดาวฤกษ์ใน[[แถบลำดับหลัก]] และในทางกลับกันดาวที่มีแรงโน้มถ่วงมากคือดาวที่กำลังเสื่อมสลายและมีขนาดเล็กเช่น[[ดาวแคระขาว]] แรงโน้มถ่วงพื้นผิวมีอิทธิพลต่อลักษณะปรากฏของ[[สเปกตรัม]]ของดาวฤกษ์ โดยที่ดาวซึ่งมีแรงโน้มถ่วงสูงกว่าจะมี[[เส้นสเปกตรัม|เส้นการดูดซับพลังงาน]]ที่กว้างกว่า<ref name="new cosmos" />

=== การหมุนรอบตัวเอง ===
{{บทความหลัก|การหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์}}

เราสามารถประมาณอัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์ได้โดยอาศัยวิธีการวัด[[สเปกโทรสโกปี]] หรือจะวัดให้แม่นยำยิ่งขึ้นได้โดยการติดตามอัตราการหมุนของ[[จุดบนดาวฤกษ์]] ดาวฤกษ์ที่มีอายุน้อยจะมีอัตราการหมุนรอบตัวเองที่เร็วกว่าประมาณ 100 กม/วินาทีที่แนวศูนย์สูตร ดาวฤกษ์ชนิด B เช่นดาว [[Achernar]] มีความเร็วการหมุนรอบตัวเองที่เส้นศูนย์สูตรประมาณ 225 กม/วินาทีหรือมากกว่านั้น ซึ่งทำให้มันมีเส้นผ่านศูนย์กลางบริเวณศูนย์สูตรใหญ่กว่าระยะห่างระหว่างขั้วถึงกว่า 50% อัตราการหมุนรอบตัวเองนี้ต่ำกว่าค่าความเร็ววิกฤตที่ 300 กม/วินาทีเพียงเล็กน้อย ซึ่งเป็นอัตราเร็วที่จะทำให้ดาวฤกษ์แตกสลายลง<ref>{{cite news | title = Flattest Star Ever Seen | publisher = ESO | date = 2003-06-11 | url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-14-03.html | accessdate = 2006-10-03 | archive-date = 2006-10-07 | archive-url = https://web.archive.org/web/20061007165607/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-14-03.html | url-status = dead }}</ref> สำหรับดวงอาทิตย์ของเรามีอัตราหมุนรอบตัวเองรอบละ 25-35 วัน หรือความเร็วที่แนวศูนย์สูตรประมาณ 1.994 กม/วินาที [[สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์]]กับ[[ลมดาวฤกษ์]]ต่างมีผลที่ช่วยให้อัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักช้าลงอย่างมีนัยสำคัญ<ref>{{cite web
| last = Fitzpatrick
| first = Richard
| date = 2006-02-13
| url = http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
| title = Introduction to Plasma Physics: A graduate course
| publisher = The University of Texas at Austin
| accessdate = 2006-10-04
| archive-date = 2010-01-04
| archive-url = https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
| url-status = dead
}}</ref>

ดาวฤกษ์ที่กำลังเสื่อมสลายจะหดตัวลงเป็นมวลขนาดเล็กหนาแน่นมาก ซึ่งเป็นผลให้การหมุนรอบตัวเองของมันดำเนินไปในอัตราสูง แต่เมื่อเปรียบกับอัตราที่ควรจะเป็นเมื่อคิดจากการรักษา[[โมเมนตัมเชิงมุม]]เอาไว้ก็ยังถือว่าค่อนข้างต่ำ โมเมนตัมเชิงมุมของดาวฤกษ์สูญหายไปเป็นจำนวนมากเนื่องจากการสูญเสียมวลของดาวฤกษ์ไปกับ[[ลมดาวฤกษ์]]<ref>{{cite journal | last = Villata | first = Massimo | title=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year=1992 | volume=257 | issue=3 | pages=450–454 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.257..450V }}</ref> ถึงกระนั้น อัตราการหมุนรอบตัวเองของ[[พัลซาร์]]ก็ยังสูงมาก ตัวอย่างเช่นพัลซาร์ที่อยู่ ณ ใจกลางของ[[เนบิวลาปู]] หมุนรอบตัวเองในอัตรา 30 รอบต่อวินาที<ref>{{cite news
| title = A History of the Crab Nebula | publisher=ESO
| date = 1996-05-30 | url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1996/22/astrofile/
| accessdate = 2006-10-03 }}</ref> อัตราการหมุนรอบตัวเองของพัลซาร์จะค่อย ๆ ลดลงเนื่องมาจากการแผ่รังสีของดาว

=== อุณหภูมิ ===
อุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักสามารถทราบได้จากอัตราการสร้างพลังงานจากแกนกลางของดาวและรัศมีของดาวดวงนั้น โดยมากจะประมาณจาก[[ดัชนีสี]]ของดาวฤกษ์<ref name="astronomynotes">{{cite web
| url = http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
| title = Properties of Stars: Color and Temperature
| accessdate = 2007-10-09
| last = Strobel
| first = Nick
| date = 2007-08-20
| work = Astronomy Notes
| publisher = Primis/McGraw-Hill, Inc.
| archiveurl = https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
| archivedate = 2007-06-26
| url-status = live
}}</ref> ค่าที่ได้จะเรียกว่า[[อุณหภูมิยังผล]] ซึ่งเป็นค่าอุณหภูมิของวัตถุดำในอุดมคติที่แผ่พลังงานออกมาจนได้ระดับกำลังส่องสว่างต่อพื้นที่ผิวเท่ากันกับดาวฤกษ์นั้น ๆ พึงทราบว่าค่าอุณหภูมิยังผลนี้เป็นเพียงค่าเทียบเท่า อย่างไรก็ดีเนื่องจากอุณหภูมิของดาวฤกษ์จะค่อย ๆ ลดลงตามระดับชั้นของเปลือกที่อยู่ห่างจากแกนกลางออกมา<ref>{{cite web
| first = Courtney | last=Seligman | work=Self-published
| url = http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
| title = Review of Heat Flow Inside Stars
| accessdate = 2007-07-05 }}</ref> ดังนั้นอุณหภูมิที่แท้จริงในย่านแกนกลางของดาวจะสูงมากถึงหลายล้านเคลวิน<ref name="aps_mss" />

อุณหภูมิของดาวฤกษ์เป็นตัวบ่งบอกถึงอัตราการแผ่พลังงานหรือการแผ่ประจุของธาตุที่แตกต่างกัน ซึ่งส่งผลถึงคุณสมบัติการดูดกลืนเส้นสเปกตรัมที่แตกต่างกันด้วย เมื่อเราทราบค่าอุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ ค่า[[โชติมาตรปรากฏ]] [[โชติมาตรสัมบูรณ์]] และคุณสมบัติการดูดกลืนแสง เราจึงสามารถจัดประเภทของดาวฤกษ์ได้ (ดูในหัวข้อการจัดประเภทดาวฤกษ์ด้านล่าง) <ref name="new cosmos" />

ดาวฤกษ์มวลมากในแถบลำดับหลักอาจมีอุณหภูมิพื้นผิวสูงถึง 50,000 เคลวิน ดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กลงมาเช่น[[ดวงอาทิตย์]] จะมีอุณหภูมิพื้นผิวเพียงไม่กี่พันเคลวิน [[ดาวยักษ์แดง]]จะมีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างต่ำ ประมาณ 3,600 เคลวินเท่านั้น แต่จะมีกำลังส่องสว่างมากกว่าเนื่องจากมีพื้นที่ผิวชั้นนอกที่ใหญ่กว่ามาก<ref name=zeilik>{{cite book | last=Zeilik | first=Michael A. | author2 =Gregory, Stephan A. | title=Introductory Astronomy & Astrophysics | url=https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil | edition=4th| year=1998 | publisher=Saunders College Publishing | isbn=0030062284 | pages=[https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil/page/n380 321] }}</ref>

== การแผ่รังสี ==
[[พลังงาน]]ที่เกิดขึ้นเป็นผลพลอยได้จากปฏิกิริยา[[นิวเคลียร์ฟิวชัน]]ภายในดาวฤกษ์ จะแผ่ตัวออกไปในอวกาศในรูปของรังสี[[คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า]] และรังสีอนุภาคซึ่งแผ่ออกไปในรูปของ[[ลมดาวฤกษ์]]<ref>{{cite news
| last = Roach | first=John
| title = Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind
| publisher = National Geographic News
| date = 2003-08-27 | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2003/08/0827_030827_kyotoprizeparker.html
| accessdate = 2006-06-13 }}</ref> (เป็นสายธารกระแสอนุภาคของประจุไฟฟ้าที่เคลื่อนที่ไปอย่างคงที่ ประกอบด้วยฟรี[[โปรตอน]] [[อนุภาคอัลฟา]] และ[[อนุภาคเบตา]] ที่ระเหยออกมาจากชั้นผิวเปลือกนอกของดาวฤกษ์) รวมถึงกระแส[[นิวตริโน]]ที่เกิดจากแกนกลางของดาวฤกษ์

การกำเนิดพลังงานในแกนกลางของดาวเป็นต้นกำเนิดของแสงสว่างมหาศาลของดาวนั้น ทุกครั้งที่นิวเคลียสของธาตุตั้งแต่ 2 ชนิดหรือมากกว่าหลอมละลายเข้าด้วยกัน จะทำให้เกิด[[นิวเคลียสอะตอม]]ของธาตุใหม่ที่หนักกว่าเดิม ทำให้ปลดปล่อย[[โฟตอน]][[รังสีแกมมา]]ออกมาจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน เมื่อพลังงานที่เกิดขึ้นนี้แผ่ตัวออกมาจนถึงเปลือกนอกของดาว มันจะเปลี่ยนรูปไปเป็นพลังงานคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในรูปแบบต่าง ๆ รวมถึง[[แสงที่ตามองเห็น]]

สีของดาวฤกษ์ซึ่งระบุได้จาก[[ความถี่]]สูงสุดของแสงที่ตามองเห็น ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของชั้นผิวรอบนอกของดาวฤกษ์และ[[โฟโตสเฟียร์]]ของดาว<ref>{{cite web | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | title = The Colour of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2012-03-10 | archive-url = https://www.webcitation.org/6630AbtJZ?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | url-status = dead }}</ref> นอกจากแสงที่ตามองเห็นแล้ว ดาวฤกษ์ยังแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้ารูปแบบอื่น ๆ ออกมาอีกที่ตาของมนุษย์มองไม่เห็น ว่าที่จริงแล้วรังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่แผ่ออกมาจากดาวฤกษ์นั้นแผ่ครอบคลุมย่าน[[สเปกตรัมคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า]]ทั้งหมด ตั้งแต่ช่วงคลื่นยาวที่สุดเช่น[[คลื่นวิทยุ]]หรือ[[อินฟราเรด]] ไปจนถึงช่วงคลื่นสั้นที่สุดเช่น[[อัลตราไวโอเลต]] [[รังสีเอกซ์]] และ[[รังสีแกมมา]] องค์ประกอบการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของดาวฤกษ์ทั้งส่วนที่ตามองเห็นและมองไม่เห็นล้วนมีความสำคัญเหมือน ๆ กัน

จากสเปกตรัมของดาวฤกษ์นี้ นักดาราศาสตร์จะสามารถบอกค่าอุณหภูมิพื้นผิวของดาว [[แรงโน้มถ่วงพื้นผิว]] [[ความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)|ค่าความเป็นโลหะ]] และความเร็วในการหมุนรอบตัวเองของดาว หากเราทราบระยะห่างของดาวฤกษ์นั้นด้วย เช่นทราบจากการตรวจวัด[[พารัลแลกซ์]] เราก็จะสามารถคำนวณโชติมาตรของดาวฤกษ์นั้นได้ จากนั้นจึงใช้แบบจำลองของดาวฤกษ์ในการประมาณการค่ามวล รัศมี แรงโน้มถ่วงพื้นผิว และอัตราการหมุนรอบตัวเอง (ดาวฤกษ์ในระบบดาวคู่จะสามารถตรวจวัดมวลได้โดยตรง สำหรับมวลของดาวฤกษ์เดี่ยวจะประเมินได้จากเทคนิค[[ไมโครเลนส์ของแรงโน้มถ่วง]]<ref>{{cite news
| title = Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun
| publisher = Hubble News Desk | date=2004-07-15 | url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2004/24/text/
| accessdate = 2006-05-24 }}</ref>) จากตัวแปรต่าง ๆ เหล่านี้จึงทำให้นักดาราศาสตร์สามารถประเมินอายุของดาวฤกษ์ได้<ref>{{cite journal
| author = Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A.
| title = Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
| journal = The Astrophysical Journal | year=2000
| volume = 532 | pages=1192–1196
| doi = 10.1086/308617 }}</ref>

=== กำลังส่องสว่าง ===
ในทางดาราศาสตร์ [[กำลังส่องสว่าง]]คือปริมาณของ[[แสง]]และพลังงานการแผ่รังสีในรูปแบบอื่นที่ดาวฤกษ์แผ่ออกจากนับเป็นจำนวนหน่วยต่อเวลา กำลังส่องสว่างของดาวฤกษ์สามารถบอกได้จากรัศมีและอุณหภูมิพื้นผิวของดาว อย่างไรก็ดี ดาวฤกษ์จำนวนหนึ่งไม่ได้แผ่พลังงานเป็น[[ฟลักซ์]] (คือปริมาณพลังงานที่แผ่ออกมาต่อหน่วยพื้นที่) ที่เป็นเอกภาพตลอดทั่วพื้นผิวทั้งหมด ตัวอย่างเช่น [[ดาวเวกา]] ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองเร็วมาก จะมีฟลักซ์ที่ขั้วดาวสูงกว่าบริเวณเส้นศูนย์สูตรของดาว<ref>{{cite news
| author = Staff
| date = 2006-01-10
| title = Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
| publisher = National Optical Astronomy Observatory
| url = http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
| accessdate = 2007-11-18
| archive-date = 2019-05-24
| archive-url = https://web.archive.org/web/20190524103812/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
| url-status = dead
}}</ref>

พื้นผิวบางส่วนของดาวที่มีอุณหภูมิต่ำและกำลังส่องสว่างต่ำกว่าค่าเฉลี่ยทั้งหมด จะเรียกว่า [[จุดมืดดวงอาทิตย์|จุดมืดดาวฤกษ์]] จุดมืดของดาวฤกษ์แคระหรือดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กจะไม่ค่อยเป็นที่สังเกตโดดเด่น ขณะที่จุดมืดของดาวยักษ์หรือดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะยิ่งสังเกตเห็นได้ง่าย<ref name="Michelson Starspots">{{cite journal | author= Michelson, A. A.; Pease, F. G. | title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | journal=Living Reviews in Solar Physics | publisher=Max Planck Society | year=2005 | url=http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-8 }}</ref> และทำให้เกิดลักษณะ[[การมืดคล้ำที่ขอบ]]ของดาวฤกษ์ได้มาก นั่นคือ ความสว่างของดาวทางด้านขอบ (เมื่อมองเป็นแผ่นจานกลม) จะลดลงไปเรื่อย ๆ <ref>{{cite journal | author=Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. | title=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61 | issue=6 | pages=809–813 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..809M }}</ref> ดาวแปรแสงที่เป็นดาวแคระแดง (หรือ flare star) บางดวง เช่นดาว [[ยูวี ซีตัส]] ก็อาจมีจุดมืดดาวฤกษ์ที่โดดเด่นเช่นกัน<ref>{{cite journal | author= Chugainov, P. F. | title=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars | journal=Information Bulletin on Variable Stars | year=1971 | volume=520 | pages=1–3 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..809M }}</ref>

=== โชติมาตร ===
{{บทความหลัก|โชติมาตรปรากฏ|โชติมาตรสัมบูรณ์}}

[[โชติมาตร]]ของดาวฤกษ์ที่ปรากฏวัดได้จากค่า[[โชติมาตรปรากฏ]] ซึ่งเป็นค่าความสว่างที่ขึ้นกับค่าโชติมาตรของดาว ระยะห่างจากโลก และการเปลี่ยนแปรของแสงดาวระหว่างที่มันผ่านชั้นบรรยากาศโลกลงมา ส่วนความสว่างที่แท้จริงหรือ[[โชติมาตรสัมบูรณ์]]คือค่าโชติมาตรปรากฏของดาวถ้าระยะห่างระหว่างโลกกับดาวเท่ากับ 10 พาร์เซก (32.6 ปีแสง) เป็นค่าที่ขึ้นกับโชติมาตรของดาวเท่านั้น

{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''จำนวนของดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าค่าปรากฏ''
!โชติมาตร<br />ปรากฏ
!จำนวน<br />ดาวฤกษ์<ref>{{cite web | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | title = Magnitude | publisher = National Solar Observatory—Sacramento Peak | accessdate = 2006-08-23 | archive-date = 2008-02-06 | archive-url = https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | url-status = dead }}</ref>
|-
| style = "text-align: center;"|0
| style = "text-align: center;"|4
|-
| style = "text-align: center;"|1
| style = "text-align: center;"|15
|-
| style = "text-align: center;"|2
| style = "text-align: center;"|48
|-
| style = "text-align: center;"|3
| style = "text-align: center;"|171
|-
| style = "text-align: center;"|4
| style = "text-align: center;"|513
|-
| style = "text-align: center;"|5
| style = "text-align: center;"|1,602
|-
| style = "text-align: center;"|6
| style = "text-align: center;"|4,800
|-
| style = "text-align: center;"|7
| style = "text-align: center;"|14,000
|}

ทั้งค่าโชติมาตรปรากฏและโชติมาตรสัมบูรณ์เป็นตัวเลขที่แสดงใน[[หน่วยลอการิทึม]] ค่าที่ต่างกัน 1 [[อันดับของขนาด|อันดับแม็กนิจูด]]หมายความถึงความแตกต่างกันจริงประมาณ 2.5 เท่า<ref name="luminosity">{{cite web | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | title = Luminosity of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 | archive-date = 2014-08-09 | archive-url = https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html | url-status = dead }}</ref> (รากที่ 5 ของ 100 มีค่าประมาณ 2.512) นั่นหมายความว่า ดาวฤกษ์ในอันดับแม็กนิจูดแรก (+1.00) มีความสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ในอันดับแม็กนิจูดที่สอง (+2.00) ประมาณ 2.5 เท่า และสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ในอันดับแม็กนิจูดที่ 6 (+6.00) ประมาณ 100 เท่า ความสว่างของดาวฤกษ์ที่มีแสงริบหรี่ที่สุดเท่าที่ตามนุษย์สามารถมองเห็นได้ภายใต้สภาวะท้องฟ้าโปร่งคือที่แม็กนิจูด +6

ทั้งโชติมาตรปรากฏและโชติมาตรสัมบูรณ์ ยิ่งอ่านค่าได้น้อยหมายความว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นสว่างมาก ยิ่งอ่านค่าได้มากหมายความว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นริบหรี่มาก โดยมากแล้วดาวฤกษ์สว่างจะมีค่าโชติมาตรเป็นลบ ความแตกต่างของความสว่างระหว่างดาวสองดวง (Δ''L'') คำนวณได้โดยนำค่าโชติมาตรของดาวที่สว่างกว่า (''m''<sub>b</sub>) ลบออกจากค่าโชติมาตรของดาวที่หรี่จางกว่า (''m''<sub>f</sub>) นำค่าที่ได้ใช้เป็นค่ายกกำลังของค่าฐาน 2.512 เขียนเป็นสมการได้ดังนี้

: <math> \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
: <math>2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>

เมื่อเทียบค่าโชติมาตรกับทั้งโชติมาตรและระยะห่างจากโลก ทำให้ค่าโชติมาตรสัมบูรณ์ (''M'') กับค่าโชติมาตรปรากฏ (''m'') ของดาวฤกษ์ดวงเดียวกันมีค่าไม่เท่ากัน<ref name="luminosity" /> ตัวอย่างเช่น [[ดาวซิริอุส]] มีค่าโชติมาตรปรากฏเท่ากับ -1.44 แต่มีค่าโชติมาตรสัมบูรณ์เท่ากับ +1.41

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

นับถึงปี ค.ศ. 2006 ดาวฤกษ์ที่มีค่าโชติมาตรสัมบูรณ์มากที่สุดเท่าที่รู้จัก คือ [[LBV 1806-20]] ที่ค่าแม็กนิจูด -14.2 ดาวฤกษ์ดวงนี้มีกำลังส่องสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์อย่างน้อย 5,000,000 เท่า<ref>{{cite web | author = Hoover, Aaron | date = 2004-01-05 | url = http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | title = Star may be biggest, brightest yet observed | publisher = HubbleSite | accessdate = 2006-06-08 | archive-date = 2007-08-07 | archive-url = https://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm | url-status = dead }}</ref> ดาวฤกษ์ที่มีกำลังส่องสว่างต่ำที่สุดเท่าที่รู้จักตั้งอยู่ใน[[กระจุกดาว NGC 6397]] ดาวแคระแดงอันหรี่จางในกระจุกดาวนี้มีค่าแม็กนิจูด 26 ส่วนอีกดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาวมีค่าแม็กนิจูด 28 ดาวเหล่านี้จางแสงมากเทียบได้กับแสงจากเทียนวันเกิดที่จุดไว้บนดวงจันทร์และมองจากบนโลก<ref>{{cite web
| date = 2006-08-17 | url = http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/37/image/a
| title = Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397
| publisher = HubbleSite | accessdate = 2006-06-08 }}</ref>

== การจัดประเภท ==
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ ''ช่วงอุณหภูมิพื้นผิว<br />ของดาวฤกษ์ในประเภทต่าง ๆ''<ref>{{cite web
| last = Smith | first = Gene | date =1999-04-16
| url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
| title = Stellar Spectra
| publisher = University of California, San Diego
| accessdate = 2006-10-12 }}</ref>
! ประเภท
! อุณหภูมิ
! ตัวอย่าง
|- style="background: {{star-color|O}}"
| O
| 33,000&nbsp;K ขึ้นไป
| [[ซีตา คนแบกงู]]
|- style="background: {{star-color|B}}"
| B
| 10,500-30,000&nbsp;K
| [[ดาวไรเจล|ไรเจล]]
|- style="background: {{star-color|A}}"
| A
| 7,500-10,000&nbsp;K
| [[ดาวอัลแตร์|อัลแตร์]]
|- style="background: {{star-color|F}}"
| F
| 6,000-7,200&nbsp;K
| [[ดาวโปรซิออน|โปรซิออน เอ]]
|- style="background: {{star-color|G}}"
| G
| 5,500-6,000&nbsp;K
| [[ดวงอาทิตย์]]
|- style="background: {{star-color|K}}"
| K
| 4,000-5,250&nbsp;K
| [[เอปไซลอน อินเดียนแดง]]
|- style="background: {{star-color|M}}"
| M
| 2,600-3,850&nbsp;K
| [[ดาวพร็อกซิมาคนครึ่งม้า|พร็อกซิมาคนครึ่งม้า]]
|}
{{บทความหลัก|การจัดประเภทดาวฤกษ์}}

ระบบการจัดประเภทดาวฤกษ์อย่างที่ใช้กันอยู่ในปัจจุบันนี้เริ่มต้นมาแต่ช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 20 โดยแบ่งดาวฤกษ์ออกเป็นประเภทต่าง ๆ ตั้งแต่ ''A'' จนถึง ''Q'' ตามความเข้มของเส้นสเปกตรัมไฮโดรเจน<ref>{{cite journal
 | last=Fowler | first=A.
 | title=The Draper Catalogue of Stellar Spectra
 | journal=Nature
 | date=April 1891 | volume=45 | issue=1166 | pages=427–428 | doi= 10.1038/045427a0 |bibcode= 1892Natur..45..427F| doi-access=free }}</ref> ในเวลานั้นยังไม่ทราบกันว่า อิทธิพลสำคัญของความเข้มของเส้นสเปกตรัมคือ อุณหภูมิ เส้นสเปกตรัมไฮโดรเจนจะเข้มมากที่สุดที่อุณหภูมิประมาณ 9000 เคลวิน และอ่อนลงทั้งกรณีที่อุณหภูมิสูงหรือต่ำกว่านั้น ครั้นเมื่อเปลี่ยนวิธีการจัดประเภทดาวฤกษ์มาเป็นการอิงตามระดับอุณหภูมิ จึงได้มีลักษณะคล้ายคลึงกับรูปแบบการจัดประเภทในสมัยใหม่<ref name=carlos>{{cite book
| first = Carlos | last=Jaschek | author2=Jaschek, Mercedes
| year = 1990 | title=The Classification of Stars
| url = https://archive.org/details/classificationof0000jasc | publisher = Cambridge University Press
| isbn = 0521389968 }}</ref>

มีการใช้รหัสตัวอักษรเดี่ยวที่แตกต่างกันเพื่อแสดงถึงประเภทของดาวฤกษ์แบบต่าง ๆ ที่แยกแยะตามสเปกตรัม ตั้งแต่ประเภท ''O'' อันเป็นดาวฤกษ์ที่ร้อนมาก ไปจนถึง ''M'' อันเป็นดาวฤกษ์ที่เย็นจนโมเลกุลอาจก่อตัวในชั้นบรรยากาศ ประเภทของดาวฤกษ์เรียงตามลำดับอุณหภูมิพื้นผิวจากสูงไปต่ำ ได้แก่ ''O, B, A, F, G, K'' และ ''M'' สำหรับประเภทสเปกตรัมบางอย่างที่พบได้ค่อนข้างน้อย จะจัดเป็นประเภทพิเศษ ที่พบมากที่สุดในจำนวนนี้คือประเภท ''L'' และ ''T'' ซึ่งเป็นดาวฤกษ์มวลน้อยที่เย็นที่สุด กับดาวแคระน้ำตาล ตัวอักษรแต่ละตัวจะมีประเภทย่อยอีก 10 ประเภท แสดงด้วยตัวเลขตั้งแต่ 0 ถึง 9 เรียงตามลำดับอุณหภูมิจากสูงไปต่ำ อย่างไรก็ดี ระบบการจัดประเภทแบบนี้จะใช้ไม่ได้เมื่ออุณหภูมิมีค่าสูงมาก ๆ กล่าวคือดาวฤกษ์ประเภท ''O0'' และ ''O1'' จะไม่มีอยู่จริง<ref name="spectrum">{{cite web
| first = Alan M
| last = MacRobert
| url = http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
| title = The Spectral Types of Stars
| publisher = Sky and Telescope
| accessdate = 2006-07-19
| archive-date = 2013-10-22
| archive-url = https://web.archive.org/web/20131022124237/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
| url-status = dead
}}</ref>

นอกเหนือจากนี้ ดาวฤกษ์ยังอาจจัดประเภทได้จากผลกระทบกำลังส่องสว่างที่พบในเส้นสเปกตรัมของมัน ซึ่งสอดคล้องกันกับขนาดที่ว่างในอวกาศอันระบุได้จากแรงโน้มถ่วงพื้นผิว ค่าในประเภทนี้จะจัดได้ตั้งแต่ ''0'' (สำหรับ[[ดาวยักษ์ใหญ่ยิ่ง]]) ไปเป็น ''III'' (สำหรับ[[ดาวยักษ์]]) จนถึง ''V'' (สำหรับดาวแคระในแถบลำดับหลัก) นักดาราศาสตร์บางคนเพิ่มประเภท ''VII'' ([[ดาวแคระขาว]]) เข้าไปด้วย ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะอยู่บน[[แถบลำดับหลัก]]ซึ่งมีกระบวนการเผาผลาญไฮโดรเจนแบบปกติ หากพิจารณาบนเส้นกราฟระหว่างโชติมาตรสัมบูรณ์กับเส้นสเปกตรัมของดาว ดาวฤกษ์เหล่านี้จะอยู่บนแถบทแยงมุมแคบ ๆ ในกราฟ<ref name="spectrum" /> ดวงอาทิตย์ของเราก็อยู่บนแถบลำดับหลัก และจัดเป็นดาวแคระเหลือง ประเภท ''G2V'' คือเป็นดาวฤกษ์ขนาดปกติที่มีอุณหภูมิปานกลาง

ยังมีการตั้งรหัสเพิ่มเติมด้วยตัวอักษรภาษาอังกฤษตัวเล็ก ตามหลังค่าของเส้นสเปกตรัม เพื่อระบุถึงคุณสมบัติเฉพาะบางประการของเส้นสเปกตรัมนั้น ตัวอย่างเช่น ตัว "''e''" หมายถึงมีการตรวจพบเส้นสเปกตรัมที่แผ่ประจุ "''m''" หมายถึงมีระดับโลหะที่เข้มผิดปกติ และ "''var''" หมายถึงเส้นสเปกตรัมมีการเปลี่ยนแปลง<ref name="spectrum" />

[[ดาวแคระขาว]]จะมีการจัดประเภทเฉพาะของมันเองโดยเริ่มต้นด้วยอักษร ''D'' และแบ่งประเภทย่อยเป็น ''DA'', ''DB'', ''DC'', ''DO'', ''DZ'', และ ''DQ'' ขึ้นกับชนิดของความโดดเด่นที่พบในเส้นสเปกตรัม ตามด้วยค่าตัวเลขที่ระบุถึงดัชนีอุณหภูมิของดาว<ref>{{cite web
| url = http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
| title = White Dwarf (wd) Stars
| publisher = White Dwarf Research Corporation
| accessdate = 2006-07-19
| archive-date = 2010-01-17
| archive-url = https://www.webcitation.org/5mpwDNMxT?url=http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
| url-status = dead
}}</ref>

== ดาวแปรแสง ==
[[ไฟล์:Mira 1997.jpg|thumb|200px|ภาพปรากฏของ[[ดาวมิรา]]ซึ่งไม่สมมาตร แสดงถึงการเปลี่ยนแปรแสงสว่างของดาวแปรแสง ภาพถ่ายจาก[[กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล|กล้องฮับเบิล]]โดย[[องค์การนาซา]]]]
{{บทความหลัก|ดาวแปรแสง}}

ดาวแปรแสง คือดาวฤกษ์ที่มีค่ากำลังส่องสว่างเปลี่ยนแปลงไปแบบสุ่มแบบเป็นรอบเวลา เนื่องมาจากคุณสมบัติทั้งภายในและภายนอกของดาว สำหรับดาวแปรแสงแบบคุณสมบัติภายในสามารถแบ่งเบื้องต้นออกได้เป็น 3 ประเภท

ในระหว่างการวิวัฒนาการของดาว ดาวฤกษ์บางดวงอาจผ่านช่วงเวลาที่ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปรเป็นห้วง ๆ ดาวแปรแสงแบบเป็นห้วงเวลาจะเปลี่ยนแปลงไปตามรัศมีและกำลังส่องสว่าง ทั้งขยายขึ้นและหดสั้นลงในช่วงเวลาที่แตกต่างกันตั้งแต่หน่วยนาทีไปจนถึงเป็นปี ขึ้นอยู่กับขนาดของดาวฤกษ์นั้น ๆ ดาวแปรแสงประเภทนี้รวมไปถึง[[ดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิด]]และดาวที่คล้ายคลึงกับดาวเซเฟอิด รวมถึงดาวแปรแสงคาบยาวเช่น [[ดาวมิรา]]<ref name="variables">{{cite web | url = http://www.aavso.org/vstar/types.shtml | title = Types of Variable Stars | publisher = AAVSO | accessdate = 2006-07-20 | archive-date = 2003-06-27 | archive-url = https://web.archive.org/web/20030627004734/http://www.aavso.org/vstar/types.shtml | url-status = dead }}</ref>

ดาวแปรแสงแบบพวยพุ่ง (Eruptive variables) คือดาวฤกษ์ที่มีกำลังส่องสว่างเพิ่มขึ้นแบบทันทีทันใด อันเนื่องมาจากแสงวาบหรือการปลดปล่อยมวลอย่างฉับพลัน<ref name="variables" /> ดาวแปรแสงจำพวกนี้รวมไปถึงดาวฤกษ์ก่อนเกิด ดาวฤกษ์ประเภท Wolf-Rayet ดาวแปรแสงประเภท Flare และดาวยักษ์ รวมถึงดาวยักษ์ใหญ่

ดาวแปรแสงแบบระเบิด (Cataclysmic หรือ Explosive variables) คือดาวที่มีการเปลี่ยนแปลงคุณสมบัติภายใน ดาวจำพวกนี้รวมไปถึง[[นวดารา]]และ[[มหานวดารา]] ระบบดาวคู่ที่มีดาวแคระขาวอยู่ใกล้ ๆ ก็อาจทำให้เกิดการระเบิดของดาวฤกษ์ในลักษณะนี้ รวมถึงโนวา และ[[มหานวดาราประเภท 1เอ]]<ref name="iben" /> การระเบิดเกิดขึ้นเมื่อดาวแคระขาวดึงไฮโดรเจนจากดาวคู่ของมันและพอกพูนมวลมากขึ้นจนกระทั่งไฮโดรเจนมีมากเกินกว่ากระบวนการฟิวชัน<ref>{{cite web
| date = 2004-11-01 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html
| title = Cataclysmic Variables
| publisher = NASA Goddard Space Flight Center
| accessdate = 2006-06-08 }}</ref> โนวาบางชนิดยังเกิดซ้ำแล้วซ้ำอีก ทำให้เกิดคาบการระเบิดเป็นช่วง ๆ <ref name="variables" />

นอกจากนี้ดาวฤกษ์ยังอาจเปลี่ยนแปลงกำลังส่องสว่างได้จากปัจจัยภายนอก เช่น การเกิดคราสในระบบดาวคู่ หรือดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองและเกิดจุดมืดดาวฤกษ์ที่ใหญ่มาก ๆ <ref name="variables" /> การเกิดคราสในระบบดาวคู่ที่โดดเด่นได้แก่ [[ดาวอัลกอล]] (Algol) ซึ่งจะมีค่าโชติมาตรเปลี่ยนแปรอยู่ระหว่าง 2.3 ถึง 3.5 ทุก ๆ ช่วงเวลา 2.87 วัน

== โครงสร้าง ==

โครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ที่เสถียรจะอยู่ใน[[สภาวะสมดุลอุทกสถิต]] คือแรงกระทำจากปริมาตรขนาดเล็กแต่ละชุดที่กระทำต่อกันและกันจะมีค่าเท่ากันพอดี สมดุลของแรงประกอบด้วยแรงดึงเข้าภายในที่เกิดจาก[[แรงโน้มถ่วง]] และแรงผลักออกภายนอกที่เกิดจากแรงดันภายในของดาวฤกษ์ ระดับแรงดันภายในนี้เกิดขึ้นจากระดับอุณหภูมิของ[[พลาสมา]]ที่ค่อย ๆ ลดหลั่นกัน โดยที่ด้านนอกของดาวฤกษ์จะมีอุณหภูมิต่ำกว่าด้านใน อุณหภูมิที่ใจกลางของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักหรือของดาวยักษ์จะมีค่าอย่างน้อย 10<sup>7</sup> [[เคลวิน|K]] ผลของอุณหภูมิและแรงดันอันเกิดจากการเผาผลาญ[[ไฮโดรเจน]]ที่แกนกลางดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักนี้มีเพียงพอที่จะทำให้เกิดปฏิกิริยา[[นิวเคลียร์ฟิวชัน]] และสร้างพลังงานได้มากพอจะต้านทานการยุบตัวของดาวฤกษ์ได้<ref name="hansen">{{cite book | author=Hansen, Carl J. | author2 = Kawaler, Steven D.| author3 =Trimble, Virginia | title=Stellar Interiors | publisher=Springer | year=2004 | isbn=0387200894}}</ref><ref name="Schwarzschild">{{cite book|first=Martin|last=Schwarzschild|title=Structure and Evolution of the Stars|url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart|publisher=Princeton University Press|year=1958|isbn=0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>

เมื่อนิวเคลียสอะตอมถูกหลอมเหลวที่ในใจกลางดาว มันจะแผ่พลังงานออกมาในรูปของ[[รังสีแกมมา]] โฟตอนเหล่านี้ทำปฏิกิริยากับพลาสมาที่อยู่รอบ ๆ และเพิ่มพูนพลังงานความร้อนให้กับแกนกลางมากยิ่งขึ้น ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่กำลังแปลงไฮโดรเจนไปเป็นฮีเลียม จะค่อย ๆ เพิ่มปริมาณฮีเลียมในแกนกลางขึ้นอย่างช้า ๆ ในอัตราเร็วค่อนข้างคงที่ ครั้นเมื่อปริมาณฮีเลียมมีเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ จนการสร้างพลังงานที่แกนกลางหยุดชะงักไป ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 0.4 เท่าของ[[มวลดวงอาทิตย์]]จะมีพื้นผิวรอบนอกขยายตัวใหญ่ขึ้นห่อหุ้มฮีเลียมในแกนกลางเอาไว้<ref>{{cite web | url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | title = Formation of the High Mass Elements | publisher = Smoot Group | accessdate = 2006-07-11 }}</ref>

นอกเหนือจากสภาวะสมดุลอุทกสถิตที่อยู่ภายในดาวฤกษ์ที่เสถียร ยังมีสมดุลพลังงานภายในหรือที่เรียกว่า [[สมดุลความร้อน]] กล่าวคือการแพร่กระจายอุณหภูมิภายในตามแนวรัศมีภายในดาวทำให้เกิดกระแสพลังงานไหลจากภายในออกสู่ภายนอก กระแสพลังงานที่ไหลผ่านชั้นผิวของดาวฤกษ์ออกมาในแต่ละชั้นจะมีปริมาณเท่ากับกระแสพลังงานที่ไหลเข้ามาจากชั้นผิวก่อนหน้า

[[ไฟล์:Sun_parts_big.jpg|thumb|360px|left|ภาพตัดขวางแสดงส่วนประกอบของดาวฤกษ์]]
[[เขตแผ่รังสี]] คือบริเวณภายในดาวฤกษ์ที่ซึ่งมีการถ่ายเทรังสีอย่างมีประสิทธิผลพอจะทำให้เกิดการไหลของกระแสพลังงานได้ ในย่านนี้จะไม่มีการหมุนเวียนของ[[พลาสมา (สถานะของสสาร)|พลาสมา]] และมวลต่าง ๆ ล้วนหยุดนิ่ง หากไม่มีสภาวะนี้เกิดขึ้น พลาสมาจะเกิดการปั่นป่วนและเกิดกระบวนการพาความร้อนขึ้น ทำให้เกิดเป็นย่านเรียกว่า[[เขตพาความร้อน]] ลักษณะเช่นนี้อาจเกิดขึ้นได้ในบริเวณที่มีกระแสพลังงานไหลเวียนสูงมาก เช่นบริเวณใกล้แกนกลางของดาวหรือบริเวณที่มีการส่องสว่างสูงมากเช่นที่บริเวณชั้นผิวรอบนอก<ref name="Schwarzschild" />

ลักษณะการพาความร้อนที่เกิดขึ้นบนชั้นผิวรอบนอกของดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์นั้น ๆ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์หลาย ๆ เท่าจะมีเขตพาความร้อนลึกลงไปภายในดาวมากและมีเขตแผ่รังสีที่ชั้นเปลือกนอก ขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็กเช่นดวงอาทิตย์จะมีลักษณะตรงกันข้าม โดยมีเขตพาความร้อนอยู่ที่ชั้นเปลือกนอกแทน<ref name="imagine">{{cite web
| date = 2006-09-01 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html
| title = What is a Star? | publisher = NASA
| accessdate = 2006-07-11 }}</ref> [[ดาวแคระแดง]]ที่มีมวลน้อยกว่า 0.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะมีเขตพาความร้อนแทบทั้งดวง ซึ่งทำให้มันไม่สามารถสะสมฮีเลียมที่แกนกลางได้<ref name="late stages" /> สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะมีเขตพาความร้อนที่เปลี่ยนแปลงไปเรื่อย ๆ ตามอายุของดาว และตามองค์ประกอบภายในของดาวที่เปลี่ยนแปลงไป<ref name="Schwarzschild" />

ส่วนประกอบของดาวฤกษ์ที่ผู้สังเกตสามารถมองเห็นได้ เรียกว่า [[โฟโตสเฟียร์]] เป็นชั้นเปลือกที่ซึ่งพลาสมาของดาวฤกษ์กลายสภาพเป็น[[โฟตอน]]ของ[[แสง]] จากจุดนี้ พลังงานที่กำเนิดจากแกนกลางของดาวจะแพร่ออกไปสู่อวกาศอย่างอิสระ ในบริเวณโฟโตสเฟียร์นี้เองที่ปรากฏ[[จุดดับบนดวงอาทิตย์]]หรือพื้นที่ที่อุณหภูมิต่ำกว่าอุณหภูมิเฉลี่ยตามปกติ

เหนือกว่าชั้นของโฟโตสเฟียร์จะเป็นชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักเช่นดวงอาทิตย์ ชั้นบรรยากาศต่ำที่สุดคือชั้น[[โครโมสเฟียร์]]บาง ๆ ซึ่งเป็นจุดเกิดของ[[สปิคูล]]และเป็นจุดกำเนิด[[เปลวสุริยะ|เปลวดาวฤกษ์]] ล้อมรอบด้วยชั้นเปลี่ยนผ่านซึ่งอุณหภูมิจะเพิ่มสูงขึ้นอย่างรวดเร็วในระยะทางเพียง 100 กิโลเมตรโดยประมาณ พ้นจากชั้นนี้จึงเป็น[[โคโรนา]] ซึ่งเป็นพลาสมาความร้อนสูงมวลมหาศาลที่พุ่งผ่านออกไปภายนอกเป็นระยะทางหลายล้านกิโลเมตร<ref>{{cite press release | publisher = ESO | date = 2001-08-01 | title = The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT | url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html | accessdate = 2006-07-10 | archive-date = 2006-06-25 | archive-url = https://web.archive.org/web/20060625141245/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html | url-status = dead }}</ref> ดูเหมือนว่า โคโรนาจะมีส่วนเกี่ยวข้องกับการที่ดาวฤกษ์มีย่านการพาความร้อนอยู่ที่ชั้นเปลือกนอกของพื้นผิว<ref name="imagine" /> โคโรนามีอุณหภูมิที่สูงมาก แต่กลับให้กำเนิดแสงสว่างเพียงเล็กน้อย เราจะสามารถมองเห็นย่านโคโรนาของดวงอาทิตย์ได้ในเวลาที่เกิด[[สุริยคราส]]เท่านั้น

พ้นจากโคโรนา เป็นอนุภาคพลาสมาที่เป็นต้นกำเนิด[[ลมสุริยะ]]แผ่กระจายออกไปจากดาวฤกษ์ กว้างไกลออกไปจนกระทั่งมันปะทะกับ[[มวลสารระหว่างดาว]] สำหรับดวงอาทิตย์ อาณาบริเวณที่ลมสุริยะมีอิทธิพลกว้างไกลออกไปเป็นรูปทรงคล้ายลูกโป่ง เรียกชื่อย่านภายใต้อิทธิพลของลมสุริยะนี้ว่า [[เฮลิโอสเฟียร์]]<ref>{{cite journal
| author = Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B.
| title = Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields
| journal = Science
| year = 2005
| volume = 309
| issue = 5743
| pages = 2027–2029
| doi = 10.1126/science.1117542
| pmid = 16179471 }}</ref>

== เส้นทางเกิดปฏิกิริยาของดาวฤกษ์ ==
{{บทความหลัก|การสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์}}
{| style="float: right;"
[[ไฟล์:Fusion in the Sun.svg|200px|right|thumbnail|ภาพทั่วไปของห่วงโซ่ โปรตอน-โปรตอน]]
|-
[[ไฟล์:CNO Cycle.svg|200px|right|thumbnail|วงจรปฏิกิริยา คาร์บอน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน]]
|}

มีรูปแบบปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่แตกต่างกันมากมายเกิดขึ้นในใจกลางของดาวฤกษ์ ขึ้นกับมวลและองค์ประกอบของดาวนั้น ๆ โดยปฏิกิริยาเหล่านี้เป็นส่วนหนึ่งของ[[การสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์]] มวลสุดท้ายของนิวเคลียสอะตอมที่หลอมตัวที่น้อยกว่าค่ารวมขององค์ประกอบทั้งหมด มวลที่สูญเสียไปนั้นกลายไปเป็นพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้า ตามสมการ[[ความสมมูลระหว่างมวล-พลังงาน]] คือ ''E''&nbsp;=&nbsp;''mc''²<ref name="sunshine" />

กระบวนการฟิวชันของไฮโดรเจนเกิดขึ้นตามระดับของอุณหภูมิ ดังนั้นการที่อุณหภูมิใจกลางดาวเพิ่มขึ้นจะส่งผลต่ออัตราการเกิดฟิวชันอย่างมาก ผลที่ได้คือ อุณหภูมิใจกลางดาวของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักจะมีค่าแปรเปลี่ยนอยู่ระหว่าง 4 ล้านเคลวิน สำหรับดาวฤกษ์เล็กประเภท M ไปจนถึง 40 ล้านเคลวิน สำหรับดาวฤกษ์มวลมากในประเภท O<ref name="aps_mss">{{cite web
| date = 2005-02-16 | url = http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
| title = Main Sequence Stars
| publisher = The Astrophysics Spectator
| accessdate = 2006-10-10 }}</ref>

สำหรับดวงอาทิตย์ซึ่งมีอุณหภูมิใจกลางประมาณ 10 ล้านเคลวิน ไฮโดรเจนจะหลอมละลายกลายเป็นฮีเลียมใน[[ห่วงโซ่ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน]]:<ref name="synthesis">{{cite journal | author=Wallerstein, G.; Iben Jr., I.; Parker, P.; Boesgaard, A. M.; Hale, G. M.; Champagne, A. E.; Barnes, C. A.; KM-dppeler, F.; Smith, V. V.; Hoffman, R. D.; Timmes, F. X.; Sneden, C.; Boyd, R. N.; Meyer, B. S.; Lambert, D. L. | title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress | journal=Reviews of Modern Physics | year=1999 | volume=69 | issue=4 | pages=995–1084 | url=http://www.cococubed.com/papers/wallerstein97.pdf | format=PDF | accessdate=2006-08-04 | doi=10.1103/RevModPhys.69.995 | archive-date=2006-09-28 | archive-url=https://web.archive.org/web/20060928043229/http://www.cococubed.com/papers/wallerstein97.pdf | url-status=dead }}</ref><ref>[http://www.atom.rmutphysics.com/charud/oldnews/0/278/cosmos/44.htm การวิวัฒนาการของดาวฤกษ์] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100620213154/http://www.atom.rmutphysics.com/charud/oldnews/0/278/cosmos/44.htm |date=2010-06-20 }} ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยเทคโนโลยีราชมงคล, สืบค้นวันที่ 1 มีนาคม 2554</ref>
: 4[[อะตอมไฮโดรเจน|<sup>1</sup>H]] → 2[[ดิวเทอเรียม|<sup>2</sup>H]] + 2[[โพสิตรอน|e<sup>+</sup>]] + 2[[นิวตริโน|ν<sub>e</sub>]] (4.0 M[[อิเล็กตรอนโวลต์|eV]] + 1.0 MeV)
: 2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2[[ฮีเลียม-3|<sup>3</sup>He]] + 2[[โฟตอน|γ]] (5.5 MeV)
: 2<sup>3</sup>He → [[ฮีเลียม-4|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12.9 MeV)

ปฏิกิริยาเหล่านี้ส่งผลต่อปฏิกิริยาในภาพรวมดังนี้:

: 4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26.7 MeV)

โดยที่ e<sup>+</sup> คือ [[โพสิตรอน]], γ คือโฟตอนของรังสีแกมมา, ν<sub>e</sub> คือ [[นิวตริโน]], และ H กับ He คือไอโซโทปของไฮโดรเจนและฮีเลียมตามลำดับ พลังงานที่ปลดปล่อยออกจากปฏิกิริยานี้มีขนาดหลายล้านอิเล็กตรอนโวลต์ ซึ่งอันที่จริงเป็นเพียงส่วนเสี้ยวเล็กน้อยของพลังงานเท่านั้น อย่างไรก็ดี มีปฏิกิริยาเหล่านี้เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องเป็นจำนวนมหาศาล ทำให้สามารถกำเนิดพลังงานขึ้นเพียงพอที่จะทำให้เกิดการแผ่รังสีของดาวฤกษ์

{| class="wikitable" style="float: left;"
|+ มวลน้อยที่สุดของดาวฤกษ์ที่ต้องใช้สำหรับฟิวชัน
|-
!ธาตุ
![[มวลดวงอาทิตย์|มวล<br />ดวงอาทิตย์]]
|-
| ไฮโดรเจน ||style="text-align: center;"| 0.01
|-
| ฮีเลียม ||style="text-align: center;"| 0.4
|-
| คาร์บอน ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{cite journal
| author=Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. | title=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
| journal=Astronomy and Astrophysics Supplement
| year=2000 | volume=141 | pages=371–383
| doi=10.1051/aas:2000126 }}</ref>
|-
| นีออน ||style="text-align: center;"| 8
|}
ในดาวฤกษ์ที่มีมวลสูงกว่านี้ ฮีเลียมจะทำให้เกิดวงจรปฏิกิริยาที่เร่งขึ้นเนื่องจากคาร์บอน คือ[[วงจร CNO|วงจรปฏิกิริยาคาร์บอน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน]]<ref name="synthesis" />

ดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการไปด้วยอุณหภูมิใจกลาง 100 ล้านเคลวิน และมวลระหว่าง 0.5-10 เท่าของมวงดวงอาทิตย์นั้น ฮีเลียมสามารถเปลี่ยนรูปไปเป็นคาร์บอนได้ใน[[กระบวนการทริปเปิล-อัลฟา]] ซึ่งใช้ [[เบริลเลียม]] เป็นธาตุที่เป็นตัวกลาง:<ref name="synthesis" />

: <sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → [[ไอโซโทปของเบริลเลียม|<sup>8*</sup>Be]]
: <sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
: <sup>12*</sup>C → [[คาร์บอน-12|<sup>12</sup>C]] + γ + 7.4 MeV

สำหรับปฏิกิริยาในภาพรวมคือ:

: 3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7.2 MeV

ในดาวฤกษ์มวลมาก ธาตุหนักจะถูกเผาผลาญไปในแกนกลางที่อัดแน่นโดยผ่าน[[กระบวนการเผาผลาญนีออน]] และ[[กระบวนการเผาผลาญออกซิเจน]] สภาวะสุดท้ายในกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์คือ [[กระบวนการเผาผลาญซิลิกอน]] ซึ่งทำให้ได้ผลลัพธ์ออกมาเป็นไอโซโทปเสถียร เหล็ก-56 กระบวนการฟิวชันไม่อาจดำเนินต่อไปได้อีก นอกเสียจากจะต้องผ่านกระบวนการดูดกลืนความร้อน (endothermic process) หลังจากนั้น พลังงานจะเกิดขึ้นได้จากการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงเท่านั้น<ref name="synthesis" />

ตัวอย่างข้างล่างนี้ แสดงระยะเวลาที่ดาวฤกษ์ขนาด 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จำเป็นต้องใช้ในการเผาผลาญพลังงานนิวเคลียร์ภายในตัวจนหมด ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประเภท O จะมีรัศมี 8 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ และมีกำลังส่องสว่าง 62,000 เท่าของ[[กำลังส่องสว่างดวงอาทิตย์]]<ref>{{cite journal | author= Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. | title=The evolution and explosion of massive stars | journal=Reviews of Modern Physics | year=2002 | volume=74 | issue=4 | pages=1015–1071 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref>

{{clear}}
{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
|-
!valign="bottom"| ธาตุ<br />เชื้อเพลิง
!valign="bottom"| อุณหภูมิ<br /> (ล้านเคลวิน)
!valign="bottom"| ความหนาแน่น<br /> (kg/cm³)
!valign="bottom"| เวลาเผาผลาญ<br /> (τ หน่วยปี)
|- style="text-align:center;"
|| H
|| 37
|| 0.0045
|| 8.1 ล้าน
|- style="text-align:center;"
|| He
|| 188
|| 0.97
|| 1.2 ล้าน
|- style="text-align:center;"
|| C
|| 870
|| 170
|| 976
|- style="text-align:center;"
|| Ne
|| 1,570
|| 3,100
|| 0.6
|- style="text-align:center;"
|| O
|| 1,980
|| 5,550
|| 1.25
|- style="text-align:center;"
|| S/Si
|| 3,340
|| 33,400
|| 0.0315<ref>11.5 วันเท่ากับ 0.0315 ปี</ref>
|}

== ดูเพิ่ม ==
* [[กลุ่มดาว]]
* [[ดาราศาสตร์ดาวฤกษ์]]

== อ้างอิง ==
{{รายการอ้างอิง}}

== แหล่งข้อมูลอื่น ==
* [http://thaiastro.nectec.or.th/library/library.php ห้องสมุดสมาคมดาราศาสตร์ไทย] {{th icon}}
* [http://www.bangkokplanetarium.com/exhibition/zone4.html ชีวิตของดาวฤกษ์] จากท้องฟ้าจำลอง กรุงเทพฯ {{th icon}}
* [http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html ดาวฤกษ์] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050508094147/http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html |date=2005-05-08 }} จาก World Book @ NASA {{en icon}}
* [http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sow.html ภาพวาดดาวฤกษ์และกลุ่มดาวต่าง ๆ] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20081217010053/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sow.html |date=2008-12-17 }} มหาวิทยาลัยอิลลินอยส์ {{en icon}}
* [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl รายชื่อดาวฤกษ์ เรียงตามผู้ค้นพบ พิกัด หรือรหัสอ้างอิง] Centre de Données astronomiques de Strasbourg {{en icon}}
* [http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp การถอดรหัสการจัดประเภทดาวฤกษ์] Astronomical Society of South Australia {{en icon}}
* [http://www.mydob.co.uk/community_star.php Live Star Chart] {{Webarchive|url=https://archive.today/20121204180007/http://www.mydob.co.uk/community_star.php |date=2012-12-04 }} ดูภาพดวงดาวต่าง ๆ เหนือตำแหน่งที่เราอยู่ {{en icon}}<!--
* [http://www.myhora.com/astronomy/map.aspx แผนที่ดาว]  {{th icon}}
* [http://www.myhora.com/astronomy/chart.aspx แผนที่ดาวพิกัดศูนย์สูตร (Equatorial Sky Chart)]  {{th icon}} -->
{{ดาวฤกษ์}}
<!-- บทความคัดสรรในภาษาอื่น ๆ กรุณาอย่าเอาตรงส่วนนี้ออก -->

[[หมวดหมู่:ดาราศาสตร์ดาวฤกษ์]]
[[หมวดหมู่:ดาวฤกษ์]]
[[หมวดหมู่:แหล่งกำเนิดแสง]]