B574F80D-F180-4FBC-8A0C-B1F7CCB98625

ดาวฤกษ์ (Stars)

คํานาํ หนงั สอื อิเลก็ ทรอนกิ ส ดาวฤกษ (Stars) เปน สวนหน่ึงของรายวิชา วทิ ยาศาสตรแ ละเทคโนโลยี วิทยาศาสตร โลกและอวกาศ จัดทาํ เขึ้นมาเพ่อื เก็บรวบรวมเน้ือหาเกย่ี วกบั ดาวฤกษ ใหสามารถ ศึกษาขอมลู ตา ง ๆ เกย่ี ว กบั ดาวฤกษ อนั ประกอบไปดวย ความหมายของดาวฤกษ ประวัติการสงั เกต การต้งั ชื่อ หนว ยวดั กาํ เนดิ และวิวัฒนาการ การกระจาย คณุ สมบัติ การแผร งั สี ฯลฯ โดยมีวธิ ีการนาํ เสนอแบบ ภาพประกอบการอธิบาย เพอ่ื ใหผ อู านเขา ใจเนอ้ื หาไดง ายขึน้ และ ไมเกิดอาการเบือ่ ระหวา งการอาน ผูจ ัดทาํ มคี วามหวงั เปนอยา งยิง่ วา หนังสือ อิเล็กทรอนกิ สเ ลมนี้ จะสรา งความรคู วามเขา ใจเกี่ยวกบั ดาวฤกษ แกผ ูอานประมาณหนงึ่

สารบัญ หนา ความหมายของดาวฤกษ 1 ประวตั ิการสังเกต 2 การตั้งช่ือ 6 หนวยวัด 7 กาํ เนิดและววิ ฒั นาการ 8 การกระจาย 13 คุณสมบตั ิ 15 การแผร ังสี 21 การจัดประเภท 23 ดาวแปรแสง 24 โครงสรา ง 25 เสน การเกดิ ปฏกิ ิริยาของเสนดาวฤกษ 27 อา งองิ 29

ดาวฤกษ 1 ดาวฤกษ คือวัตถุทองฟา ทเ่ี ปนกอนพลาสมาสวา งขนาดใหญท ่ีคงอยูไดด วยแรงโนมถว ง ดาวฤกษท ่อี ยู ใกลโ ลกมากทีส่ ุด คอื ดวงอาทิตย ซึ่งเปน แหลง พลงั งานหลกั ของโลก เราสามารถมองเหน็ ดาวฤกษอ่ืน ๆ ไดบนทอ งฟายามราตรี หากไมมแี สงจากดวงอาทิตยบ ดบงั ในประวตั ิศาสตร ดาวฤกษท ่ีโดดเดนทสี่ ดุ บนทรงกลมทองฟาจะถูกจัดเขาดวยกันเปนกลุมดาว และดาวฤกษท สี่ วางทีส่ ุดจะไดร ับการตั้งช่อื โดยเฉพาะ นักดาราศาสตรไดจัดทําบัญชรี ายช่ือดาวฤกษเ พ่มิ เติมขึ้นมากมาย เพ่อื ใชเ ปน มาตรฐานการตั้งชื่อดาวฤกษ ตลอดอายุขยั สวนใหญของดาวฤกษ มันจะเปลง แสงไดเน่ืองจากปฏกิ ริ ยิ าเทอรโ มนิวเคลยี รฟ วชัน่ ท่ีแกน ของดาว ซึ่งจะปลดปลอยพลงั งานจากภายในของดาว จากนนั้ จงึ แผรังสอี อกไปสอู วกาศ ธาตุเคมเี กือบ ท้งั หมดซง่ึ เกดิ ข้นึ โดยธรรมชาตแิ ละหนักกวา ฮีเลียมมีกาํ เนดิ มาจากดาวฤกษทง้ั สิ้น โดยอาจเกดิ จากการสงั เคราะหน วิ เคลยี สของดาวฤกษร ะหวางทีด่ าวยงั มีชวี ิตอยู หรือเกิดจากการสังเคราะหนิวเคลียสของซูเปอร โนวาหลงั จากที่ดาวฤกษเกิดการระเบิดหลงั สน้ิ อายุขยั นักดาราศาสตรส ามารถระบุขนาดของมวล อายุ สว นประกอบทางเคมี และคณุ สมบัติของดาวฤกษอีกหลายประการไดจากการสังเกตสเปกตรัม ความสวา ง และการเคลื่อนท่ีในอวกาศ มวลรวมของดาวฤกษเ ปน ตัวกําหนดหลักในลําดับวิวฒั นาการและชะตากรรม ในบัน้ ปลายของดาว สวนคุณสมบตั ิอนื่ ของดาวฤกษ เชน เสนผา นศูนยกลาง การหมุน การเคลือ่ นที่ และอณุ หภูมิ ถูกกําหนดจากประวัติววิ ฒั นาการของมัน แผนภาพคูลาํ ดับระหวา งอุณหภูมิกบั ความสวางของ ดาวฤกษจ าํ นวนมาก ทีร่ จู ักกนั ในช่อื ไดอะแกรมของแฮรท สชปรุง-รัสเซลล (H-R ไดอะแกรม) ชวยทาํ ให สามารถระบอุ ายุและรูปแบบวิวัฒนาการของดาวฤกษไ ด ดาวฤกษถ อื กาํ เนดิ ขึน้ จากเมฆโมเลกุลท่ียุบตวั โดยมไี ฮโดรเจนเปนสวนประกอบหลกั รวมไปถงึ ฮเี ลียม และธาตอุ ่นื ที่หนกั กวาอกี จํานวนหน่งึ เมื่อแกนของดาวฤกษม คี วามหนาแนนมากเพยี งพอ ไฮโดรเจนบาง สว นจะถูกเปลย่ี นเปนฮีเลยี มผานกระบวนการนิวเคลียรฟ ว ช่นั อยางตอเน่อื ง สว นภายในทเ่ี หลือของ ดาวฤกษจ ะนําพลงั งานออกจากแกนผานทางกระบวนการแผรังสแี ละการพาความรอนประกอบกัน ความดัน ภายในของดาวฤกษป อ งกันมใิ หม นั ยุบตัวตอไปจากแรงโนม ถว งของมนั เอง เมอื่ เชอ้ื เพลิงไฮโดรเจนทีแ่ กน ของดาวหมด ดาวฤกษทม่ี มี วลอยางนอย 0.4 เทา ของดวงอาทติ ย จะพองตัวออกจนกลายเปนดาวยักษ แดง ซงึ่ ในบางกรณี ดาวเหลา น้จี ะหลอมธาตุท่หี นักกวา ทแ่ี กน หรอื ในเปลอื กรอบแกนของดาว จากนน้ั ดาวยักษแ ดงจะวิวฒั นาการไปสรู ูปแบบเส่ือม มกี ารรีไซเคิลบางสวนของสสารไปสูสสารระหวางดาว สสารเหลานจ้ี ะกอ ใหเกดิ ดาวฤกษร ุน ใหมซ ึ่งมีอตั ราสว นของธาตหุ นักทส่ี งู กวา ระบบดาวคแู ละระบบดาวหลายดวงประกอบดว ยดาวฤกษส องดวงหรอื มากกวา น้นั ซึง่ ยดึ เหน่ยี วกนั ดว ยแรง โนมถว ง และสว นใหญม กั จะโคจรรอบกันในวงโคจรทเ่ี สถียร เม่ือดาวฤกษใ นระบบดาวดงั กลา วสองดวงมี วงโคจรใกลก ันมากเกินไป ปฏิกริ ยิ าแรงโนม ถวงระหวา งดาวฤกษอาจสง ผลกระทบใหญหลวงตอววิ ฒั นาการ ของพวกเราใหเกิดประโยชนนํามาซงึ่ การปฏสิ ัมพนั ธในเซลลร างกายในภาชนะแหงนใ้ี หเ กิดออราแผอณูแหง แสงวงจรกระทบ ดาวฤกษส ามารถรวมตัวกนั เปน สวนหนงึ่ อยูในโครงสรางขนาดใหญที่ยึดเหน่ยี วกันดวย แรงโนมถวง เชน กระจกุ ดาว หรอื ดาราจกั ร ได

2 ประวัตกิ ารสังเกต มนษุ ยไ ดส งั เกตเหน็ รูปแบบการเรียงตัวของ ดาวฤกษม าตงั้ แตสมัยโบราณ ภาพทเี่ ห็นนี้เป็นภาพ ของสญั ลกั ษณของกลมุ ดาวสิงโต ในปี ค.ศ. 1680 โดยโยฮันเนส เอเวลอิ ุส ดาวฤกษม ีความสําคัญอยางยง่ิ ตออารยธรรมตา ง ๆ ท่ัวโลกมานับแตอ ดตี กาล โดยเปน สว นหนึ่งของ พธิ ีกรรมทางศาสนา เปนองคป ระกอบสําคญั ในศาสตรข องการเดินเรือ รวมไปถึงการกําหนดทศิ ทาง นกั ดาราศาสตรย คุ โบราณสวนใหญเชื่อวาดาวฤกษอ ยูนงิ่ กบั ท่บี นทรงกลมสวรรค และไมมกี ารเปล่ียนแปลงใด ๆ จากความเชอ่ื น้ที ําใหนกั ดาราศาสตรจ ัดกลุมดาวฤกษเ ขา ดวยกันเปนกลมุ ดาวตาง ๆ และใชกลุมดาวเหลา นีใ้ นการตรวจติดตามการเคล่ือนทีข่ องดาวเคราะห รวมถึงเสนทางการเคล่อื นทข่ี องดวง อาทิตย[ 5]ตําแหนง การเคลอ่ื นท่ขี องดวงอาทติ ยเม่อื เทยี บกบั กลมุ ดาวฤกษท ีอ่ ยเู บื้องหลงั (และเสน ขอบ ฟา) นาํ มาใชในการกาํ หนดปฏทิ นิ สรุ ยิ คติ ซ่งึ สามารถใชเพ่ือกําหนดกจิ วตั รในทางการเกษตรได ปฏิทนิ เกรก อเรยี น ซึ่งใชกนั อยูแพรหลายในโลกปจ จุบนั จดั เปนปฏทิ ินสรุ ยิ คตทิ ีต่ ้ังอยูบ นพน้ื ฐานของมุมของแกนหมุน ของโลกโดยเทียบกบั ดาวฤกษท่อี ยูใ กลที่สุด คือ ดวงอาทิตย แผนท่ีดาวอันแมน ยําที่เกา แกท่สี ดุ ปรากฏขึ้นในสมัยอียปิ ตโบราณ เมื่อราว 1,534 ปก อนครสิ ตกาล นกั ดาราศาสตรบ าบโิ ลน แหงเมโสโปเตเมยี ไดร วบรวมบญั ชีรายชือ่ ดาวฤกษทเ่ี กาแกท สี่ ุดที่เคยรูจ กั ข้นึ ในชวง ปลายครสิ ตสหัสวรรษที่ 2 กอนคริสตกาล ระหวางสมยั คสั ไซท (ประมาณ 1531-1155 ปกอน คริสตกาล) แผนที่ดาวฉบบั แรกในดาราศาสตรกรีกสรางข้นึ โดยอรสิ ทลิ ลสั เมอื่ ราว 300 ปกอ น ครสิ ตกาล ดวยความชวยเหลอื ของทโิ มชารสิ แผนท่ดี าวของฮิปปารค ัส (2 ศตวรรษกอ นครสิ ตกาล) ปรากฏดาวฤกษ 1,020 ดวง และใชเ พอื่ รวบรวมแผนท่ดี าวของปโตเลมี ฮิปปารค ัสเปน ทีร่ ูจกั กนั วา เปน ผูคน พบโนวา(ดาวใหม) คนแรกเทาท่เี คยมีการบันทึก ช่ือของกลมุ ดาวและดาวฤกษท ใ่ี ชก นั อยูในปจจุบันน้ีโดย มากแลวสืบมาจากดาราศาสตรก รีก

3 ถึงแมจะมีความเชอื่ เกา แกอยูว าสรวงสวรรคน ั้นไมเปล่ยี นแปลง ทวา นกั ดาราศาสตรชาวจนี กลับพบวา มีด วงดาวใหมปรากฏข้ึนได ในป ค.ศ. 185 ชาวจนี เปน พวกแรกที่สังเกตการณและบนั ทกึ เกี่ยวกับซูเปอรโ นวา ซึ่ง เปน ทรี่ ูจกั กันวา SN 185 เหตุการณของดวงดาวทส่ี วางท่สี ดุ เทา ทเ่ี คยบนั ทึกในประวัติศาสตร คอื ซูเปอรโ น วา SN 1006 ซึ่งเกิดขน้ึ ในป ค.ศ. 1006 สังเกตพบโดยนักดาราศาสตรชาวอียิปต อาลี อบิ นุ ริดวาน และ นักดาราศาสตรช าวจีนอีกหลายคน ซูเปอรโ นวา SN 1054 ซึ่งเปนตนกําเนิดของเนบวิ ลาปถู กู สังเกตพบ โดยนักดาราศาสตรชาวจีนและชาวอสิ ลาม นกั ดาราศาสตรชาวอิสลามในยุคกลางไดตัง้ ชอื่ ภาษาอารบกิ ใหแ กด าวฤกษห ลายดวง และยังคงมกี ารใชช ่ือ เหลา นนั้ อยูจนถงึ ปจจบุ นั พวกเขายงั คิดคน เครือ่ งมอื วัดทางดาราศาสตรมากมายซึง่ สามารถคํานวณ ตําแหนงของดวงดาวได พวกเขายงั ไดก อตงั้ สถาบันวจิ ยั หอดูดาวขนาดใหญแ หง แรก โดยมวี ตั ถุประสงคหลกั ในการจดั ทาํ แผนทีด่ าว ซจิ ในหมูน กั ดาราศาสตรเหลา นี้ ตาํ ราดาวฤกษ (Book of Fixed Stars; ค.ศ. 964) ถกู เขียนข้นึ โดยนักดาราศาสตรชาวเปอรเ ซีย อับดุลราฮม าน อลั -ซูฟ ผซู งึ่ สามารถคน พบดาวฤกษ รวมท้ังกระจุกดาว (รวมทงั้ กระจกุ ดาวโอมคิ รอน เวโลรมั และกระจุกดาวบรอกค)ี และดาราจักร (รวมทั้ง ดาราจกั รแอนโดรเมดา) เปนจาํ นวนมาก ในคริสตศ ตวรรษที่ 11 นกั วิชาการผูรูรอบดานชาวเปอรเ ซีย อาบู รายัน อัล-บิรูนิ (Abū Rayhān al-Bīrūnī) ไดพ รรณนาลกั ษณะของดาราจักรทางชางเผือกวา ประกอบ ดวยช้นิ สว นดาวฤกษซ ง่ึ มีคุณสมบัตเิ หมอื นเมฆจํานวนมาก และยังระบลุ ะตจิ ูดของดาวฤกษหลายดวงไดใ น ระหวา งปรากฏการณจ ันทรปุ ราคาในป ค.ศ. 1019 นักดาราศาสตรช าวอนั ดะลุส อบิ ันบาจจาห เสนอวา ทางชา งเผอื กประกอบข้ึนจากดาวฤกษจ ํานวนมากจนดาวดวงหน่ึงเกอื บจะสัมผสั กับดาวอีกดวงหนึง่ และ ปรากฏใหเห็นเปน ภาพตอ เนอ่ื งกนั ดว ยผลของการหกั เหจากสารท่อี ยเู หนือโลก เขาอา งองิ จากหลักฐานการ สังเกตจากปรากฏการณด าวลอ มเดอื นของดาวพฤหสั บดแี ละดาวอังคาร เม่ือราวฮ.ศ. 500 (ค.ศ. 1106/1107) นักดาราศาสตรย โุ รปในยคุ ตน ๆ เชน ทอื โก ปราเออไดค น พบดาวฤกษใหมป รากฏบนทองฟา กลางคนื (ตอมาเรยี กชือ่ วา โนวา) และเสนอวา แทจรงิ แลวสรวงสวรรคไมใชเ ปลีย่ นแปลงมิได ป ค.ศ. 1584 จิ ออรดาโน บรูโน เสนอแนวคิดวาดาวฤกษต า ง ๆ ก็เปน เหมอื นดวงอาทติ ยดวงอืน่ ๆ และอาจมดี าวเคราะห ของมนั เองโคจรอยูรอบ ๆ ซง่ึ ดาวเคราะหบ างดวงอาจมลี กั ษณะเหมือนโลกก็เปนได แนวคิดทํานองนเ้ี คยมี การนาํ เสนอมากอ นแลว ตง้ั แตส มยั กรีกโบราณโดยนกั ปรชั ญาบางคนเชน ดโี มครตี สุ และเอพคิ รุ สุ เชน เดียวกบั นกั จกั รวาลวิทยาชาวอิสลามในยคุ กลาง อยางเชน ฟาคีร อัลดนิ อัลราซี เมื่อลว งมาถึง ศตวรรษตอ มา แนวคิดท่ีวาดาวฤกษเ ปนเหมือนกบั ดวงอาทิตยที่อยหู างไกลออกไป ไดเปน ท่ียอมรับในหมู นักดาราศาสตร ไอแซก นิวตัน เสนอแนวคิดเพอ่ื อธบิ ายวา เหตุใดดาวฤกษจึงไมมแี รงดงึ ดดู ผกู พันกับระบบ สุรยิ ะ เขาคิดวา ดาวฤกษแ ตล ะดวงกระจัดกระจายกนั อยใู นระยะหางเทา ๆ กนั ซ่ึงไดรับการสนับสนุนจากนัก เทววทิ ยา รชิ ารด เบนทล ีย

4 นักดาราศาสตรชาวอติ าลี เจมิเนยี โน มอนทานารี ไดบ ันทึกผลสังเกตการเปล่ียนแปลงความสอ ง สวางของดาวอลั กอลในป ค.ศ. 1667 เอ็ดมนั ด ฮลั เลย ตีพิมพผ ลการวัดความเรว็ แนวเลง็ ของดาวฤกษ ทีอ่ ยูใกลเ คียงกนั คหู น่งึ เพ่อื แสดงใหเ หน็ วามีการเปล่ียนแปลงตําแหนง ของดาวนบั จากชว งเวลาทท่ี อเลมี กับฮปิ ปารคสั นักดาราศาสตรก รกี โบราณ เคยบนั ทึกเอาไว การวดั ระยะทางระหวางดาวโดยตรงครั้งแรกทาํ โดย ฟรีดดริค เบสเซล ในป ค.ศ. 1838 โดยใชวิธพี ารลั แลกซก บั ดาว 61 Cygni ซ่งึ อยหู า งไป 11.4 ปแสง การตรวจวดั ดว ยวธิ พี ารัลแลกซน้ชี ว ยใหมนษุ ยทราบระยะทางอนั กวางใหญระหวา งดวงดาวตา ง ๆ บน สรวงสวรรค[ 23] วิลเลียม เฮอรเ ชล เปน นกั ดาราศาสตรคนแรกท่ีพยายามตรวจหาการกระจายตวั ของ ดาวฤกษบ นทองฟา ระหวางคริสตท ศวรรษ 1780 เขาไดท ําการตรวจวดั ดวงดาวในทศิ ทางตาง ๆ มากกวา 600 แบบ และนบั จาํ นวนดาวฤกษทีม่ องเห็นในแตละทิศทางนนั้ ดวยวธิ ีนี้เขาพบวา จาํ นวนของดาวฤกษเพม่ิ ข้นึ อยา งสมํ่าเสมอไปทางดา นหน่งึ ของทองฟา คอื ในทศิ ทางทม่ี ุง เขา สูใจกลางของทางชา งเผอื ก จอหน เฮอรเชลบตุ รชายของเขาไดทาํ การศึกษาซํา้ เชน น้อี กี ครัง้ ในเขตซกี โลกใต และพบผลลัพธทเี่ ปนไปในทศิ ทาง เดยี วกัน นอกเหนอื จากผลสาํ เรจ็ ดานอน่ื ๆ แลว วิลเลียม เฮอรเชลไดร ับยกยองจากผลสังเกตของเขา ครง้ั น้ีวา มีดาวฤกษบ างดวงไมไ ดอ ยบู นแนวเสนสังเกตอันเดยี วกัน แตม ดี าวอืน่ ใกลเ คียงซ่งึ เปนระบบดาวคู ศาสตรการศกึ ษาสเปกโทรสโกปข องดาวฤกษเร่มิ บกุ เบิกโดย โจเซฟ ฟอน ฟรอนโฮเฟอร และแองเจโล เซ คคี โดยการเปรยี บเทยี บสเปกตรมั ของดาวฤกษเชน เปรยี บดาวซริ ิอสุ กบั ดวงอาทิตย พวกเขาพบวากําลังและ จํานวนของเสน ดดู กลืนสเปกตรมั ของดาวมีความแตกตา งกัน คอื สวนของแถบมดื ในสเปกตรัมดาวฤกษท ี่ เกดิ จากการดูดกลืนคล่นื ความถเี่ ฉพาะอนั เปนผลจากบรรยากาศ ป ค.ศ. 1865 เซคคเี รมิ่ ตน จัดประเภทของ ดาวฤกษต ามลกั ษณะสเปกตรมั ของมนั อยางไรก็ดี รูปแบบการจดั ประเภทดาวฤกษดังที่ใชก นั อยใู นยคุ ปจจบุ ันไดพ ฒั นาขึน้ โดย แอนนี เจ. แคนนอน ในระหวางครสิ ตท ศวรรษ 1900 การเฝาสงั เกตดาวคูเ รม่ิ มีความสําคญั มากยิง่ ขนึ้ ในชวงครสิ ตศตวรรษท่ี 19 ในป ค.ศ. 1834 ฟรีดดริค เบส เซล ไดเ ฝาสงั เกตการเปลย่ี นแปลงความเรว็ แนวเลง็ ของดาวซริ ิอสุ และสรปุ วามันมีดาวคูท ซ่ี อ นตัวอยู เอ็ดเวิรด พคิ เคอริ่งคนพบการแยกสขี องดาวคเู ปนครัง้ แรกในป ค.ศ. 1899 ขณะทก่ี ําลงั สังเกตการกระจาย แสงตามรอบเวลาของดาวมซิ ารซ ึง่ มชี ว งเวลา 104 วัน รายละเอยี ดการเฝาสงั เกตระบบดาวคอู ่นื ๆ ก็เพมิ่ ขน้ึ เร่อื ย ๆ โดยนกั ดาราศาสตรหลายคน เชน วลิ เลยี ม สตรูฟ และ เอส. ดับเบลิ ยู เบิรนแฮม และ ทําใหส ามารถคาํ นวณมวลของดาวฤกษไดจากองคป ระกอบวงโคจรของมัน ความสําเรจ็ แรกในการคาํ นวณ วงโคจรของระบบดาวคูจ ากการสงั เกตการณท างกลองโทรทรรศนท ําไดโ ดย เฟลกิ ซ ซาวารี ในป ค.ศ. 1827 การศึกษาดาวฤกษมีความกา วหนาขึน้ อยา งมากตลอดชว งครสิ ตศตวรรษท่ี 20 ภาพถายกลายเปน เครอ่ื งมอื สาํ คัญท่มี คี า ย่งิ สาํ หรบั การศกึ ษาทางดาราศาสตร คารล สวาซชิลดค นพบวา สีของดาวฤกษซงึ่ หมายถึง อุณหภูมิของมนั นน้ั สามารถตรวจสอบไดโ ดยการเปรียบเทยี บคา ความสองสวา งปรากฏกับความสวางใน ภาพถาย มกี ารพัฒนาโฟโตมเิ ตอรแ บบโฟโตอิเลก็ ทรกิ ซ่ึงชว ยใหก ารตรวจวัดความสวา งที่ความยาวคลื่น หลาย ๆ ชว งทาํ ไดแ มน ยาํ ย่งิ ขน้ึ ป ค.ศ. 1921 อัลเบริ ต เอ. มเิ ชลสัน ไดทําการตรวจวัดเสนผา น ศูนยก ลางของดาวฤกษไ ดเ ปนคร้ังแรกโดยใชอ ินเตอรเ ฟอโรมิเตอรข องกลอ งโทรทรรศนฮุกเกอร

5 ผลงานทสี่ าํ คญั ในการศกึ ษาลกั ษณะทางกายภาพของดาวฤกษเ กิดขน้ึ ในชว งทศวรรษแรก ๆ ของครสิ ตศตวรรษที่ 20 ในป ค.ศ. 1913 ไดมกี ารพัฒนาไดอะแกรมของเฮิรตสปรงั -รัสเซลล ซึง่ ชวยกระตนุ การศกึ ษาดานฟสกิ ส ดาราศาสตรข องดาวฤกษมากย่งิ ขน้ึ แบบจาํ ลองเกย่ี วกับโครงสรา งภายในของดาวฤกษแ ละวิวัฒนาการของดาว กไ็ ดร ับการพฒั นาขน้ึ จนสาํ เรจ็ รวมไปถึงการพยายามอธบิ ายสเปกตรมั ของดาวซงึ่ สามารถทาํ ไดโดยความ กาวหนาอยางยิ่งของควอนตัมฟส ิกส ทัง้ หมดนนี้ าํ ไปสูการอธบิ ายองคประกอบทางเคมขี องชั้นบรรยากาศของ ดาวฤกษอ กี ดวย นอกเหนอื จากซเู ปอรโนวาแลว ไดมีการเฝาสังเกตดาวฤกษเด่ียวจาํ นวนมากในดาราจักรตา ง ๆ ทอ่ี ยใู นกลมุ ทอ งถน่ิ ของทางชางเผอื ก โดยเฉพาะอยา งยิง่ การเฝาสังเกตทางชางเผือกในสว นทส่ี ามารถมองเห็นได (ดงั ทไ่ี ด แสดงในบญั ชรี ายชือ่ ดาวฤกษเทาที่พบในดาราจกั รทางชางเผือก) แตย ังมีดาวฤกษท ่เี ฝา สงั เกตบางดวงอยใู นดารา จักร M100 ในกระจกุ ดาราจักรหญิงสาว ซึ่งอยูหา งจากโลกไปราว 100 ลานปแสง เราสามารถท่ีจะมองเหน็ กระจกุ ดาวภายในกระจกุ ดาราจักรยวดยิง่ ทอ งถนิ่ กลองโทรทรรศนในยคุ ปจ จบุ ันโดยทั่วไปสามารถใชส ังเกต ดาวฤกษเ ด่ยี วจาง ๆ ในกระจุกดาราจักรทองถิ่นได ดาวฤกษที่อยไู กลทส่ี ดุ ที่เคยเฝาสังเกตอยไู กลออกไปนับ หลายรอยลา นปแสง (ดเู พ่มิ เติมใน ดาวเซเฟอดิ ) อยางไรกด็ ี ยงั ไมเคยมกี ารเฝาสงั เกตดาวฤกษเ ด่ยี วหรือกระจุก ดาวอ่นื ใดท่อี ยูพน จากกระจกุ ดาราจักรยวดย่ิงของเราออกไปเลย นอกจากภาพถา ยจาง ๆ ภาพเดยี วที่แสดงถงึ กระจกุ ดาวขนาดใหญอันประกอบดว ยดาวฤกษหลายแสนดวง อยูหางออกไปมากกวา หนงึ่ พันลานปแ สง ซึ่งไกล เปน สบิ เทาของระยะหางของกระจกุ ดาวไกลทส่ี ุดทเี่ คยมกี ารสงั เกตการณมา

6 การต้งั ช่ือ หลักการเกย่ี วกับกลุม ดาวเปนท่รี จู กั กนั มานานแลว ตัง้ แตยคุ สมัยบาบโิ ลน ผทู ่เี ฝา สงั เกตทองฟา ยาม ราตรใี นยคุ โบราณจนิ ตนาการรูปรางการรวมตวั ของดวงดาวออกมาเปนรปู แบบตา ง ๆ กนั และนํามาเก่ยี ว โยงกับตํานานปรัมปราตามความเชอื่ ของตน มกี ลุม ดาว 12 รปู แบบเรยี งตวั กนั อยูต ามแนวสรุ ิยวถิ ี ใน เวลาตอมากลุมดาวทัง้ 12 กลุมนกี้ ลายเปน พ้ืนฐานของวชิ าโหราศาสตร นอกจากน้ียงั มดี าวฤกษท ่แี ยก จากกลมุ อกี จํานวนหน่ึงทโี่ ดดเดน ก็ไดร ับการตงั้ ช่ือใหด ว ย โดยมากเปนช่อื ในภาษาอารบิกหรือภาษา ละตนิ นอกเหนือไปจากกลุมดาวและดวงอาทติ ยแลว บรรดาดวงดาวท้ังหมดกม็ ีตาํ นานเปนของตัวเองดว ย ตามความเชื่อของชาวกรีกโบราณ ดวงดาวบางดวง หรือทแ่ี ทคือ ดาวเคราะห (ภาษากรกี โบราณวา πλανήτης (planētēs) หมายถึง \"ผพู เนจร\") เปนตัวแทนของเทพเจา องคส าํ คัญหลายองค ซึง่ ชือ่ ของเทพเจาเหลาน้ันกเ็ ปน ท่มี าของชื่อดาวดว ย เชน ดาวพุธ (เมอรควิ ร)ี ดาวศุกร (วนี ัส) ดาวองั คาร (มารส) ดาวพฤหัสบดี (จปู เ ตอร) และดาวเสาร (แซทเทิรน ) สาํ หรบั ดาวยเู รนัสและเนปจูนก็เปนช่อื ของตํานานเทพเจา กรกี และตาํ นานเทพเจาโรมันเชนเดียวกัน แมในอดตี ดาวทัง้ สองน้ียังไมเปนท่รี จู ัก เพราะมนั มคี วามสวา งตา่ํ มาก แตน ักดาราศาสตรในยคุ หลงั กต็ ้ังช่ือดาวทั้งสองตามชื่อของเทพเจาดว ย เชนกนั คริสตทศวรรษ 1600 มีการใชชอ่ื ของกลุม ดาวไปใชต ัง้ ชื่อดาวฤกษอ่ืนทีพ่ บอยูในยานฟาเดียวกัน นกั ดาราศาสตรช าวเยอรมนั โยฮนั เบเยอร ไดสรา งชดุ แผนทีด่ าวข้นึ ชดุ หนึ่ง เขาใชอ กั ษรกรกี ในการตงั้ รหสั ดาวแตล ะดวงในกลมุ ดาว ตอมา จอหน เฟลมสตดี คิดคน ระบบตัวเลขประสมเขา ไปโดยอางอิงจากคา ไรตแ อสเซนช่ันของดาว เขาจดั ทํารายช่อื ดาวไวใ นหนงั สือ \"Historia coelestis Britannica\" (ฉบบั ป ค.ศ. 1712) ในเวลาตอมาระบบตวั เลขนเี้ ปนที่รูจ ักในชอื่ ระบบการตัง้ ชอื่ ดาวฤกษของเฟลมสตีด หรอื ระบบตัวเลขเฟลมสตดี ภายใตก ฎหมายอวกาศ หนวยงานเพยี งแหงเดียวซ่งึ เปนทีย่ อมรบั ทวั่ โลกวามอี าํ นาจหนาทใ่ี นการตั้งชื่อวตั ถุ ทองฟา ตา ง ๆ คือ สหพนั ธด าราศาสตรสากล[42]ยังมีบรษิ ทั เอกชนอกี จาํ นวนหนึง่ ทอี่ า งการจําหนา ย ชอ่ื แกดวงดาว (ดังเชน \"สาํ นักจดทะเบียนดาวฤกษระหวา งประเทศ\") อยางไรกด็ ี ช่ือจากองคก รเหลา นไี้ ม เปนทย่ี อมรบั จากชมุ ชนวิทยาศาสตร และไมมใี ครใชด ว ย นักวิทยาศาสตรเ ห็นวาองคกรเหลา นี้เปนพวก หลอกลวงท่ตี ม ตุนประชาชนทว่ั ไปซงึ่ ไมเ ขา ใจกระบวนการต้งั ช่ือดาวฤกษ แตกระน้ัน ลูกคา ที่ทราบเรอ่ื งนีก้ ็ ยังคงมีความปรารถนาทีจ่ ะตงั้ ช่อื ดาวฤกษดว ยตนเอง

7 หนวยวดั คณุ ลกั ษณะของดาวฤกษโดยมากจะระบุโดยใชม าตราเอสไอ หรืออาจมที ใ่ี ชม าตราซีจเี อสบา งจาํ นวนหน่งึ (ตวั อยา งเชน การระบคุ าความสองสวางเปน เออรก ตอวินาที) คาของมวล ความสอ งสวาง และรัศมี มัก ระบใุ นหนวยของดวงอาทิตย โดยอางอิงจากคุณลักษณะของดวงอาทิตย ดงั นี้ มวลดวงอาทิตย: กก. ความสวางดวงอาทติ ย: วัตต รัศมีดวงอาทติ ย: ม. สําหรบั หนว ยความยาวทย่ี าวมาก ๆ เชน รศั มขี องดาวฤกษย กั ษ หรือคากง่ึ แกนเอกของระบบดาวคู มักระบุโดย ใชห นวยดาราศาสตร (AU) ซ่งึ มีคาโดยประมาณเทากับระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย (ประมาณ 150 ลานกโิ ลเมตร หรอื 93 ลา นไมล)

8 กาํ เนดิ และววิ ัฒนาการ การกอตัวของดาวฤกษ ดาวฤกษจ ะกอ ตัวขึ้นภายในเขตขยายของมวลสารระหวางดาวทม่ี ีความหนาแนนสงู กวา ถงึ แมว า ความหนาแนน นี้ จะยังคงตํ่ากวา หอ งสุญญากาศบนโลกก็ตาม ในบรเิ วณน้ซี ึ่งเรียกวา เมฆโมเลกุล และประกอบดวยไฮโดรเจน เปน สว นใหญ โดยมีฮเี ลียมราวรอ ยละ 23-28 และธาตุทีห่ นกั กวาอีกจาํ นวนหนึ่ง ตัวอยา งหนงึ่ ของบรเิ วณท่มี ี การกอ ตัวของดาวฤกษอยูใ นเนบิวลานายพราน และเมื่อดาวฤกษขนาดใหญกอ ต้งั ข้นึ จากเมฆโมเลกุล ดาวฤกษ เหลานีก้ ไ็ ดใ หค วามสวา งแกเ มฆเหลานี้ นอกจากนี้ยงั เปลย่ี นไฮโดรเจนใหกลายเปน ไอออน ทําใหเกิดบรเิ วณที่ เรยี กวา บริเวณเอช 2 จดุ กําเนิดของดาวฤกษเ กิดขนึ้ จากแรงโนม ถว งท่ไี มเสถียรภายในเมฆโมเลกุล โดยมากมกั เกดิ จากคลน่ื กระแทก จากซเู ปอรโนวา (การระเบิดขนาดใหญข องดาวฤกษ) หรือจากการแตกสลายของดาราจกั รสองแหงทีป่ ะทะกัน (เชนในดาราจักรชนดิ ดาวกระจาย) เม่อื ยานเมฆนัน้ มคี วามหนาแนนเพยี งพอจนถงึ ขอบเขตความไมเ สถยี รของฌ็ อง มนั จงึ ยุบตัวลงดว ยแรงโนมถวงภายในของมนั เอง ภาพวาดการกอตวั ของดาวฤกษใ นเมฆโมเลกุลตามจนิ ตนาการ ของศลิ ปิน ขณะท่ีเมฆโมเลกลุ ยุบตัวลง ฝุนและแกส หนาแนนก็เขามาเกาะกลุมอยูด วยกัน เรียกวา กลมุ เมฆบอก ย่งิ กลุม เมฆยุบตัวลง ความหนาแนนภายในกเ็ พม่ิ สูงขึ้นเรอื่ ย ๆ พลงั งานจากแรงโนม ถว งถกู แปลงไปกลายเปน ความรอ นซง่ึ ทําใหอุณหภมู สิ ูงยิ่งขนึ้ เมอ่ื เมฆดาวฤกษกอ นเกดิ น้ีดาํ เนินไปจนกระทั่งถึงสภาวะสมดลุ ของ อทุ กสถติ จึงเร่มิ มดี าวฤกษก อ นเกิดกอ ตัวข้นึ ท่ีใจกลางดาวฤกษกอ นแถบลาํ ดบั หลกั มักจะมแี ผน จานดาว เคราะหกอ นเกิดลอ มรอบอยู ชว งเวลาของการแตกสลายดว ยแรงโนมถว งนี้กินเวลาประมาณ 10-15 ลา นป ดาวฤกษยุคแรกที่มีมวลนอยกวา 2 เทา ของมวลดวงอาทติ ย จะเรยี กวา เปน ดาวประเภท T Tauri สวน พวกทีม่ มี วลมากกวา นน้ั จะเรยี กวาเปน ดาวเฮอรบิก Ae/Beดาวฤกษเกิดใหมเหลานจ้ี ะแผล ําพลังงานของแกส ออกมาตามแนวแกนการหมนุ ซ่ึงอาจชว ยลดโมเมนตมั เชงิ มุมของดาวฤกษที่กําลังยุบตัวลงและทาํ ใหก ลมุ เมฆเรืองแสงเปน หยอ ม ๆ ซงึ่ รจู ักกนั ในชื่อ วตั ถุเฮอรบิก-ฮาโร ลําแกสเหลาน้ี เมอ่ื ประกอบกับการแผร งั สี จากดาวฤกษข นาดใหญทอ่ี ยูใกลเคยี ง อาจชวยขบั กลุมเมฆซึ่งปกคลุมอยรู อบดาวฤกษที่ดาวน้ันกอ ต้งั อยู ออกไป

9 แถบลาํ ดับกลัก ชว งเวลากวา 90% ของดาวฤกษจะใชไ ปในการเผาผลาญไฮโดรเจนเพอ่ื สรางฮเี ลียมดวยปฏกิ ิรยิ าแรงดนั สงู และอุณหภมู สิ ูงทีบ่ รเิ วณใกลแกนกลาง เรียกดาวฤกษเ หลานวี้ า เปนดาวฤกษที่อยูในแถบลําดบั หลกั หรือดาว แคระ นบั แตชว งอายุเปน 0 ในแถบลาํ ดับหลัก สัดสวนฮเี ลียมในแกนกลางดาวจะเพิ่มขนึ้ เรื่อย ๆ ผลที่เกดิ ขึ้นตามมาเพอ่ื การรักษาอตั ราการเกดิ ปฏกิ ิรยิ านิวเคลียรฟ ว ชั่นในแกนกลางคือ ดาวฤกษจะคอ ย ๆ มอี ุณหภูมิ สงู ข้นึ และความสองสวา งเพิม่ ขึ้นเรือ่ ย ๆ ตัวอยางเชน ดวงอาทิตยมีคาความสองสวางเพ่ิมขึ้นนับจากเมือ่ คร้ังเขาสูแ ถบลาํ ดบั หลักครั้งแรกเมอ่ื 4,600 ลา นปก อนราว 40% ดาวฤกษท กุ ดวงจะสรา งลมดาวฤกษ ซึง่ ประกอบดวยอนภุ าคเล็ก ๆ ของแกส ทไ่ี หลออกจากดาวฤกษไปในหว ง อวกาศ โดยมากแลวมวลทีส่ ญู เสียไปจากลมดาวฤกษนถี้ ือวานอ ยมาก แตล ะปดวงอาทิตยจะสญู เสยี มวล ออกไปประมาณ 10-14 เทาของมวลดวงอาทติ ย หรอื คิดเปนประมาณ 0.01% ของมวลทัง้ หมดของมัน ตลอดชวงอายุ แตสาํ หรบั ดาวฤกษมวลมากอาจจะสูญเสยี มวลไปราว 10−7 ถึง 10−5 เทา ของมวลดวง อาทิตยต อป ซึ่งคอ นขางสงผลกระทบตอววิ ฒั นาการของตัวมนั เอง ดาวฤกษทมี่ มี วลเริม่ ตนมากกวา 50 เทา ของมวลดวงอาทติ ยอ าจสญู เสยี มวลออกไปราวครง่ึ หนง่ึ ของมวลทัง้ หมดตลอดชว งเวลาทอี่ ยูใ นแถบ ลาํ ดับหลกั ตวั อยางแสดงตาํ แหนงของดาวฤกษต า ง ๆ บนไดอะแกรมของเฮิรต สปรงั -รสั เซลล ดวงอาทติ ยอ ยบู ริเวณ เกอื บก่งึ กลางของแถบ (ดูเพม่ิ ใน การจดั ประเภทดาวฤกษ) ระยะเวลาที่ดาวฤกษจ ะอยบู นแถบลําดบั หลักขน้ึ อยกู ับมวลเชื้อเพลงิ ตั้งตนกับอัตราเผาผลาญเช้อื เพลิงของ ดาวฤกษนั้น ๆ กลาวอกี นยั หน่ึงคือมวลตงั้ ตนและความสองสวางของดาวฤกษนั่นเอง สําหรับดวงอาทติ ย ประมาณวา จะอยบู นแถบลําดับหลักประมาณ 1010 ป ดาวฤกษขนาดใหญจะเผาผลาญเชื้อเพลงิ ในอตั ราเร็วมาก และมีอายุสนั้ ขณะท่ดี าวฤกษขนาดเลก็ (คือดาวแคระ) จะเผาผลาญเช้ือเพลงิ ในอัตราที่ชา กวาและสามารถอยู บนแถบลําดับหลักไดน านหลายหมนื่ หรอื หลายแสนลานป ซ่ึงในบ้นั ปลายของอายุ มันจะคอย ๆ หรี่จาง ลงเรอ่ื ย ๆ อยางไรก็ดี อายขุ องเอกภพทีป่ ระมาณการไวใ นปจ จุบันอยทู ี่ 13,700 ลา นป ดังนนั้ จึงไมอาจคน พบดาวฤกษด งั ที่กลาวมานไ้ี ด

10 นอกเหนอื จากมวล องคป ระกอบของธาตหุ นักที่หนกั กวาฮเี ลียมก็มบี ทบาทสําคัญตอ ววิ ฒั นาการของดาวฤกษ เชน กนั ในทางดาราศาสตร ธาตุทหี่ นักกวา ฮีเลียมจะเรียกวาเปน \"โลหะ\" และความเขม ขน ทางเคมีของธาตุ เหลา นจี้ ะเรยี กวา คาความเปนโลหะ คานมี้ อี ทิ ธิพลตอชวงเวลาทีด่ าวฤกษเ ผาผลาญเชอ้ื เพลงิ รวมถึงควบคมุ การกาํ เนิดสนามแมเ หล็กของดาวฤกษ และมีผลตอความเขม ของลมดาวฤกษดว ย ดาวฤกษช นิดดารากร 2 ซ่งึ มีอายเุ กา แกกวา จะมีคาความเปน โลหะนอ ยกวา ดาวฤกษร นุ ใหม หรือดาวฤกษแ บบดารากร 3 เน่อื งมาจากองค ประกอบที่มอี ยใู นเมฆโมเลกลุ อันดาวฤกษถ อื กาํ เนิดข้ึนมานนั่ เอง ยงิ่ เวลาผานไป เมฆเหลา น้จี ะมีสว น ประกอบของธาตหุ นักเขม ขน ขนึ้ เร่อื ย ๆ เมอื่ ดาวฤกษเ กา แกสิ้นอายุขัยและสง คืนสารประกอบภายในชนั้ บรรยากาศของมันกลบั ไปในอวกาศ ดาวยักษแ ดง เมอ่ื ดาวฤกษท่ีมีมวลอยางนอ ย 0.4 เทาของมวลดวงอาทิตย หมดไฮโดรเจนในแกนกลาง พน้ื ผิวช้ันนอก ของมันจะขยายตวั อยา งมากและดาวจะเย็นลง ซ่งึ เปนการกอ ตัง้ ของดาวยกั ษแ ดง ยกตวั อยางเชน อีกภายใน 5 พันลา นป เม่ือดวงอาทติ ยกลายเปนดาวยกั ษแดง มนั จะขยายตัวออกจนมีรัศมสี งู สุดราว 1 หนว ยดาราศาสตร (150,000,000 กม.) หรือคดิ เปนขนาด 250 เทาของขนาดในปจ จบุ นั และเมื่อดวง อาทติ ยกลายเปนดาวยกั ษแดง มนั จะสูญเสียมวลไปราว 30% ของมวลดวงอาทติ ยในปจ จบุ ัน ในดาวยกั ษแดงทีม่ มี วลมากถึง 2.25 เทา ของมวลดวงอาทติ ย ปฏิกริ ยิ าฟวชั่นไฮโดรเจนจะยังคงดําเนินตอไป ในพนื้ ผิวเปลอื กรอบแกนกลาง ในทสี่ ุด แกนกลางจะบบี อดั จนกระทัง่ เร่มิ ปฏิกริ ิยาฟวชนั่ ฮเี ลียม และดาวฤกษ จะมีรศั มีหดตัวลงอยา งตอ เนือ่ งและมีอุณหภูมพิ น้ื ผิวสงู ขึ้น ในดาวฤกษท ีม่ ีขนาดใหญก วา นี้ พ้นื ท่ีแกนกลางจะ เปล่ยี นจากการฟว ช่ันไฮโดรเจนไปเปนการฟวชนั่ ฮีเลยี มโดยตรง หลงั จากดาวฤกษไ ดใ ชฮเี ลยี มทแี่ กนกลางจนหมด ปฏกิ ิริยาฟว ชน่ั จะยังคงดาํ เนนิ ตอไปในเปลอื กหมุ แกนกลาง ซง่ึ ประกอบดวยคารบอนและออกซิเจน ดาวฤกษน ัน้ ก็จะยังคงดาํ เนินตอ ไปในเสนทางวิวฒั นาการคูขนานไปกบั ระยะดาวยกั ษแดงในชว งแรก แตมอี ุณหภูมิพ้นื ผิวสูงกวา มาก

ดาวมวลมาก 11 ระหวา งชว งการเผาผลาญฮเี ลียมของดาวฤกษเ หลานี้ ดาวมวลมากซง่ึ มีมวลมากกวา 9 เทาของมวลดวงอาทติ ย จะพองตัวออกจนกระทง่ั กลายเปนดาวยกั ษใหญแ ดง เมือ่ เช้ือเพลิงท่แี กนกลางของดาวยักษใหญแ ดงหมด พวก มนั จะยงั คงฟว ชน่ั ธาตทุ ีห่ นกั กวาฮีเลยี ม แกนกลางจะหดตวั ลงตอ ไปจนกระทั่งมอี ุณหภมู ิและความดันเพียงพอทจ่ี ะฟวช่นั คารบอน กระบวนการดังกลาว ดําเนนิ ตอไป ตอ ดว ยกระบวนการใชนอี อนเปนเชอ้ื เพลงิ ตามดวยออกซเิ จนและซิลคิ อน เมอ่ื อายขุ ัยของ ดาวฤกษใกลจะสิ้นสุด ฟวช่นั จะสามารถเกิดข้ึนไปพรอ ม ๆ กบั ชั้นเปลือกหัวหอมจํานวนมากภายในดาวฤกษ เปลอื กเหลานี้จะฟวชัน่ ธาตทุ แี่ ตกตา งกัน โดยเปลือกช้ันนอกสดุ จะฟวชนั่ ไฮโดรเจน ชั้นตอ ไปฟว ชัน่ ฮเี ลียม เปน เชนนี้ไปเรือ่ ย ๆ ดาวฤกษเ ขา สูระยะสุดทายของอายุขัยเมอื่ มนั เรมิ่ ผลิตเหลก็ เนือ่ งจากนิวเคลียสของเหลก็ มยี ึดเหน่ยี วระหวา ง กันอยางแนน หนากวานวิ เคลียสทหี่ นักกวาใด ๆ ถา หากเหล็กถกู ฟวช่นั กจ็ ะไมก อ ใหเ กิดการปลดปลอยพลังงาน แตอ ยา งใด แตใ นทางกลับกัน กระบวนการดงั กลา วตอ งใชพลังงาน เชน เดียวกัน นบั ต้ังแตเหลก็ ยึดเหน่ยี ว อยา งแนน หนากวา นวิ เคลยี สท่ีเบากวา ทงั้ หมด พลังงานจงึ ไมสามารถถูกปลดปลอ ยออกมาโดยปฏกิ ริ ยิ า ฟชชัน่ ได ในดาวฤกษทีค่ อนขา งมีอายุและมวลมาก แกนกลางขนาดใหญข องดาวจะประกอบดว ยเหล็กเพ่ิมมากข้ึน ธาตุท่ีหนักกวา ในดาวฤกษเ หลานจ้ี ะยงั คงถกู สง ขึ้นมายงั พืน้ ผวิ กอใหเกดิ วตั ถุววิ ัฒนาการซึ่งเปน ที่รูจ กั กนั วา ดา วฤกษวูลฟ -ราเยทซ ึ่งมลี มดาวฤกษห นาแนน เกดิ ขึ้นบริเวณบรรยากาศชนั้ นอก การยุบตวั เมอื่ ถงึ ขนั้ น้ี ดาวฤกษม วลปานกลางซงึ่ ววิ ัฒนาการแลว จะสลัดพ้นื ผวิ ชน้ั นอกออกมาเปนเนบิวลาดาวเคราะห หากสิง่ ทเี่ หลอื จากบรรยากาศช้นั นอกทล่ี อยกระจายออกไปมมี วลนอยกวา 1.4 เทาของมวลดวงอาทิตย มนั จะ ยบุ ตัวลงจนกลายเปนวตั ถขุ นาดคอนขางเลก็ (มีขนาดเทา กับขนาดของโลก) ซงึ่ ไมมีมวลมากพอที่จะมีแรง กดดนั เกิดข้นึ ไปมากกวา น้อี ีก หรือทีร่ ูจกั กันวา ดาวแคระขาว[64] สสารเส่อื มอิเล็กตรอนภายในดาวแคระขาวจะ ไมใชพ ลาสมา อกี ตอไป ถงึ แมวาดาวฤกษจะหมายความถึงทรงกลมซึ่งประกอบไปดวยพลาสมากต็ าม ในท่ีสดุ ดาวแคระขาวกจ็ ะจางลงจนกลายเปนดาวแคระดาํ หลังจากเวลาผา นไป เนบวิ ลาปู ซากจากซเู ปอรโ นวาทไ่ี ดร บั การบันทึกครงั้ แรกในประวตั ิศาสตร ราว ค.ศ. 1054

12 ในดาวฤกษทมี่ ีขนาดใหญก วา ปฏิกิริยาฟวชั่นจะยังคงดาํ เนินตอไปจนกระทัง่ แกนกลางเหล็กมีขนาดใหญข้นึ อยา ง มาก (มมี วลมากกวา 1.4 เทาของมวลดวงอาทิตย) จนกระทงั่ มันไมสามารถรองรับมวลอันมหาศาลของตัว มันเองได แกนกลางนี้จะยุบตวั ลงอยางเฉยี บพลนั เมื่ออิเลก็ ตรอนเขา ไปอยูใ นโปรตอน ทาํ ใหเ กดิ นวิ ตรอน และนิวตรโิ นในการสลายใหอ นภุ าคบีตาผกผันหรอื การจับยึดอเิ ลก็ ตรอน คล่ืนกระแทกอนั เกดิ จากการยุบตัว กะทันหันนี้ไดท าํ ใหส ว นท่เี หลือของดาวฤกษร ะเบดิ ออกเปนซเู ปอรโ นวา ซเู ปอรโนวามคี วามสวา งมากเสียจน แสงสวา งของมันบดบงั แสงจากดาวฤกษท ัง้ หมดในดาราจักรท่ดี าวน้นั อยู และเม่อื ซเู ปอรโนวาเกิดข้ึนในดารา จักรทางชา งเผอื ก ในประวัตศิ าสตร ซเู ปอรโนวาไดร บั การสังเกตโดยผสู งั เกตการณด ว ยตาเปลา วาเปน \"ดาวฤกษด วงใหม\" ที่ซง่ึ ไมเคยเกดิ ขน้ึ มากอน สสารสว นใหญของดาวฤกษจะถูกระเบิดออกจากการระเบดิ ซูเปอรโนวา (ทําใหเ กดิ เนบิวลา อยางเชน เนบิวลา ป)ู และสวนทเ่ี หลืออยจู ะกลายมาเปนดาวนิวตรอน (ซึ่งในบางคร้ังมีคณุ สมบัติชัดเจน อยางเชน พลั ซาร หรอื ดาวระเบิดรงั สีเอกซ) หรอื ในกรณขี องดาวฤกษท มี่ ขี นาดใหญท่สี ดุ (มขี นาดใหญมากพอท่กี ารระเบิดออก ยงั คงเหลอื ซากท่มี ีมวลโดยประมาณอยา งนอ ย 4 เทาของมวลดวงอาทติ ย) ดาวฤกษเ หลานจี้ ะกลายไปเปน หลมุ ดาํ สสารทอ่ี ยูในดาวนวิ ตรอนจะอยูในสถานะทีเ่ รยี กกนั วา สสารเสื่อมนิวตรอน กับรปู แบบของสสาร เสื่อมอื่นทีป่ ระหลาดกวาน้นั เชน สสารควารก เกดิ ขึน้ ท่แี กนกลาง สวนสถานะของสสารภายในหลมุ ดําน้ัน ในปจ จุบนั ยังไมเปน ท่ีเขา ใจเลย พ้นื ผิวช้นั นอกสวนท่ถี ูกระเบดิ ออกจากดาวที่ตายแลว รวมไปถึงธาตุหนกั ซึ่งอาจเปนสารเริ่มตนระหวา งการกอ ตั้ง ของดาวฤกษดวงใหมได ธาตหุ นักเหลา นีท้ าํ ใหเ กดิ ดาวเคราะหห นิ การไหลออกจากซูเปอรโนวาและลมดาวฤกษ ไดม ีสว นสําคัญในการกอ ใหเ กดิ มวลสารระหวา งดาว

13 การกระจายตัว ดาวแคระขาวโคจรรอบดาวซริ อิ สุ ภาพวาดจากจนิ ตนาการของศิลปิน นอกจากดาวนาเม็กท่ีอยอู ยา งโดดเดี่ยว ระบบดาวหลายดวงมักประกอบดว ยดาวฤกษต้ังแต 2 ดวงขน้ึ ไปท่เี กย่ี ว พันกันอยดู ว ยแรงโนม ถวงดึงดดู ระหวางกนั ทาํ ใหต า งโคจรไปรอบกันและกัน ระบบดาวหลายดวงที่พบมาก ทีส่ ดุ คือ ระบบดาวคู แตกม็ รี ะบบดาว 3 ดวงหรือมากกวา นน้ั ใหพบเห็นดว ยเชน กนั ตามหลักการเสถียรภาพ ของวงโคจร ในระบบดาวหลายดวงมักแบงสัดสวนการโคจรออกเปน ระดับช้นั ซึง่ แตล ะช้ันมลี ักษณะคลา ยกับ ระบบดาวคู นอกจากนีย้ ังมรี ะบบดาวท่ใี หญข น้ึ ไปอกี เรยี กวา กระจกุ ดาว ซึ่งประกอบดว ยกลุมของดาวฤกษท อี่ ยู ดว ยกันอยางหลวม ๆ อาจมีดาวเพียงไมก ีด่ วง ไปจนถงึ กระจกุ ดาวทรงกลมท่มี ดี าวฤกษสมาชิกนบั หลายรอย หลายพนั ดวง มีขอ สมมตุ ฐิ านมานานแลววา ดาวฤกษส ว นใหญจ ะเปนสมาชิกอยใู นระบบดาวหลายดวงท่มี แี รงโนมถวงดึงดดู ระหวา งกนั ขอ สมมุตฐิ านน้เี ปน จริงอยางมากกับดาวฤกษม วลมากประเภท O และ B ซง่ึ เช่ือวา กวา 80% ของ ดาวฤกษในประเภทนี้อยูใ นระบบดาวหลายดวง อยา งไรก็ดมี ีการคน พบระบบดาวเดยี่ วเพม่ิ มากขึน้ โดยเฉพาะกบั ดาวฤกษขนาดเล็ก เช่ือวา มีเพยี งประมาณ 25% ของดาวแคระแดงเทานั้นทมี่ ดี าวอืน่ อยูใ นระบบเดียวกนั จาก จาํ นวนดาวฤกษทั้งหมดเปนดาวแคระแดงไปถึง 85% ดาวฤกษส ว นใหญใ นทางชางเผอื กก็เปน ดาวฤกษเ ด่ยี วมานบั แตถ ือกาํ เนดิ ตลอดท่ัวเอกภพ ดาวฤกษไมไดกระจายตวั กนั อยูอ ยา งสม่ําเสมอ แตมีการรวมกลุม อยูดวยกนั ในลกั ษณะของ ดาราจักร รวมถึงสว นของแกส และฝุนระหวา งดวงดาวดาราจกั รโดยท่วั ไปมดี าวฤกษอ ยูเปนจํานวนหลายแสน ลานดวง และภายในเอกภพท่สี งั เกตได มดี าราจกั รอยทู ง้ั สิ้นมากกวาหน่ึงแสนลานแหง แมจ ะเชื่อกนั วา ดาวฤกษโ ดยท่ัวไปควรอยูในดาราจักรแหง ใดแหงหนึ่ง ทวา ก็มีการคน พบดาวฤกษทอ่ี ยูระหวางดาราจกั รดวยเชน กัน นักดาราศาสตรคาดการณวา นาจะมดี าวฤกษอยูท้งั สิ้นประมาณ 7 หมืน่ ลานลา นลานดวง (7×1022) ภายในเอกภพทสี่ ังเกตได

14 ดาวฤกษทอี่ ยูใกลโ ลกที่สุดนอกไปจากดวงอาทิตย คอื ดาวพรอ็ กซมิ าคนครึง่ มา ซง่ึ อยหู างไปประมาณ 39.9 ลา นลานกิโลเมตร (1012 กิโลเมตร) หรอื ประมาณ 4.2 ปแ สง แสงจากดาวพร็อกซมิ าคนครึง่ มาใชเ วลาเดินทาง 4.2 ปจงึ จะมาถึงโลก ถา เดนิ ทางดวยความเร็ววงโคจรของกระสวยอวกาศ (ประมาณ 5 ไมลต อวนิ าที หรอื ประมาณ 30,000 กโิ ลเมตรตอช่วั โมง) จะตองใชเวลาประมาณ 150,000 ปจึงจะไปถึง ดาวแหง น้ัน[72] ระยะทางที่เอยถึงนเ้ี ปนระยะทางภายในจานดาราจักรซึง่ ครอบคลุมบริเวณระบบสุริยะ[73] หากเปนบริเวณใจกลางของดาราจกั รหรือในกระจุกดาวทรงกลม ดาวฤกษจะอยใู กลชิดกนั มากกวานี้ เม่อื ดาวฤกษในบรเิ วณหางไกลจากใจกลางดาราจักรอยูหางกนั ขนาดน้ี จงึ เชอ่ื วาโอกาสท่ีดาวฤกษจ ะปะทะ กนั มีคอ นขา งนอย ขณะท่ีในยานซง่ึ มดี าวฤกษอยูอยางหนาแนน เชน ในกระจกุ ดาวทรงกลมหรือใจกลาง ดาราจกั ร การท่ีดาวฤกษป ะทะกันถงึ เปนเร่ืองสามัญทเ่ี กดิ ข้นึ ท่ัวไป[74] การปะทะของดาวฤกษนีจ้ ะทําใหเ กดิ ดาวฤกษป ระหลาดชนิดใหมท ่เี รยี กวา ดาวแปลกพวกสีนํ้าเงิน ซ่ึงมคี าอณุ หภูมิพื้นผิวสงู กวาดาวฤกษใ นแถบ ลําดับหลกั โดยท่วั ไปในกระจกุ ดาวเดียวกันท้งั ทม่ี คี วามสองสวา งเทา กนั [75]

15 คุณสมบตั ิ การอธิบายถึงคุณสมบัตติ าง ๆ ของดาวฤกษส วนใหญล ว นอางอิงถึงมวลเริม่ ตน ของดาว แมก ระทั่ง คุณลกั ษณะอนั ละเอยี ดออนเชน การสองสวา ง และขนาด ตลอดจนถึงววิ ัฒนาการของดาว ชว งอายุ และสภาพหลงั จากการแตกดับ อายุ ดาวฤกษส วนใหญม อี ายุอยรู ะหวา ง 1 พันลานถึง 1 หมื่นลา นป มบี า งบางดวงทอี่ าจมอี ายุถงึ 13,700 ลานปซึ่งเปนอายุโดยประมาณของเอกภพ ดาวฤกษที่เกา แกทีส่ ุดเทา ที่คน พบขณะน้คี อื HE 1523-0901 ซ่ึง มอี ายุโดยประมาณ 13,200 ลานป ยิง่ ดาวฤกษม มี วลมากเทา ใด กจ็ ะย่งิ มอี ายสุ น้ั เทา น้ัน ท้ังน้ีเนื่องจากดาวฤกษทม่ี ีมวลมากจะมีแรงดันภายใน แกนกลางที่สงู กวา ทาํ ใหการเผาผลาญไฮโดรเจนเปน ไปในอัตราท่ีสงู กวา ดาวฤกษมวลมากท่ีสุดมอี ายุ เฉลยี่ เทา ทพี่ บราว 1 ลานป สว นดาวฤกษท ่ีมีมวลนอ ยทส่ี ุด (ดาวแคระแดง) เผาผลาญพลังงานภายในตวั เองในอตั ราทต่ี ํ่ามาก และมีอายอุ ยยู าวนานตง้ั แตหลักพนั ลานจนถึงหมนื่ ลา นป องคประกอบทางเคมี เมอื่ แรกทด่ี าวฤกษกอ ตัวข้ึน มันประกอบดว ยไฮโดรเจน 71% และฮีเลียม 27% โดยมวล กับสดั สว นของ ธาตหุ นกั อกี เล็กนอย โดยทว่ั ไปเราวดั ปริมาณของธาตหุ นกั ในรูปขององคป ระกอบเหล็กในชนั้ บรรยากาศ ของดาวฤกษ เนือ่ งจากเหลก็ เปน ธาตุพนื้ ฐาน และการตรวจวัดเสน การดดู ซับของมนั ก็ทําไดงาย ในเมฆ โมเลกุลอันเปน ตน กาํ เนิดของดาวฤกษจะอุดมไปดว ยธาตหุ นกั มากมายท่ีไดมาจากซเู ปอรโ นวาหรือการ ระเบิดของดาวฤกษรุนแรก ดงั น้ันการตรวจวดั องคป ระกอบทางเคมขี องดาวฤกษจ ึงสามารถใชประเมินอายุ ของมันได เราอาจใชอ งคประกอบธาตุหนกั ในการวินจิ ฉัยไดดวยวาดาวฤกษดวงน้นั นา จะมรี ะบบดาวเคราะห ของตนเองหรือไม ดาวฤกษท ่ีมอี งคประกอบธาตุเหลก็ ตาํ่ ที่สุดเทาทเ่ี คยตรวจพบ คือดาวแคระ HE1327-2326 โดยมอี งค ประกอบเหล็กเพยี ง 1 ใน 200,000 สวนของดวงอาทิตย ในดา นตรงขา ม ดาวฤกษที่มีโลหะธาตุสงู มาก คือ μ Leonis ซึ่งมีธาตุเหลก็ สงู กวาดวงอาทติ ยเ กือบสองเทา อีกดวงหนึง่ คอื 14 Herculis ซง่ึ มีดาว เคราะหเปนของตนเองดวย มธี าตุเหลก็ สูงกวา ดวงอาทิตยเกือบสามเทา นอกจากน้ียังมดี าวฤกษท ีม่ อี งค ประกอบทางเคมีอนั แปลกประหลาดอีกหลายดวงซ่งึ สังเกตไดจ ากเสน สเปกตรมั ของมัน โดยท่มี ีทง้ั โครเมยี มกบั ธาตุหายากบนโลก

16 การเปรยี บเทียบดาวฤกษ เสน ผา นศูนยกลาง ดาวฤกษต า ง ๆ อยูหา งจากโลกมาก ดังนน้ั นอกจากดวงอาทิตยแลว เราจึงมองเหน็ ดาวฤกษตาง ๆ เปนเพยี ง จุดแสงเลก็ ๆ ในเวลากลางคนื สองแสงกะพริบวบิ วบั เนอ่ื งมาจากผลจากช้นั บรรยากาศของโลก ดวงอาทติ ย กเ็ ปน ดาวฤกษด วงหนึ่ง แตอ ยใู กลกบั โลกมากพอจะปรากฏเหน็ เปน รูปวงกลม และใหแ สงสวา งในเวลากลางวัน นอกเหนอื จากดวงอาทติ ยแลว ดาวฤกษท ่ีมีขนาดปรากฏใหญท ่ีสุดคอื R Doradus ซ่งึ มเี สน ผานศนู ยก ลาง เชิงมุมเพยี ง 0.057 พลิ ิปดา ภาพของดาวฤกษส ว นมากทมี่ องเห็นและวัดไดใ นขนาดเชิงมมุ จะเล็กมากจนตองอาศัยการสงั เกตการณบนโลก ดว ยกลอ งโทรทรรศน บางครง้ั ตองใชก ลอ งโทรทรรศนใ นเทคนิค interferometer เพอ่ื ชวยขยายภาพ เทคนคิ อกี ประการหน่งึ ในการตรวจวัดขนาดเชงิ มุมของดาวฤกษค อื occultation โดยการตรวจวดั ความสอ ง สวา งของดาวท่ลี ดลงเนือ่ งมาจากความสวางของดวงจนั ทร (หรอื จากความสองสวางที่เพ่ิมข้ึนเมื่อมันปรากฏ ขน้ึ ใหม) แลวจงึ นํามาคาํ นวณขนาดเชงิ มุมของดาวฤกษน้นั ขนาดของดาวฤกษเรยี งตามลาํ ดับตั้งแตเลก็ สดุ คือ ดาวนวิ ตรอน มีขนาดเสน ผา นศูนยก ลางระหวา ง 20 ถงึ 40 กโิ ลเมตร ไปจนถึงดาวยักษใหญเ ชน ดาวบเี ทลจสุ ในกลมุ ดาวนายพราน ซงึ่ มีเสนผานศูนยกลางมากกวา ดวงอาทติ ยร าว 650 เทา คือกวา 900 ลานกโิ ลเมตร แตด าวบีเทลจสุ ยงั มคี วามหนาแนน ตาํ่ กวา ดวงอาทิตย ของเรา

17 กระจกุ ดาวลูกไก กระจุกดาวเปิดในกลุม ดาวววั ดาวฤกษเ หลานี้มกี ารแลกเปลยี่ นการเคล่ือนทีใ่ นอวกาศรปู แบบเดียวกัน การเคลือ่ นท่ี ลักษณะการเคลื่อนที่ของดาวฤกษเมอื่ เปรียบเทยี บกบั ดวงอาทติ ยข องเรา สามารถใหข อ มลู ท่เี ปน ประโยชน อยา งยงิ่ ในการเรยี นรถู ึงจดุ กาํ เนิดและอายุของดาว รวมไปถึงโครงสรา งและวิวฒั นาการของดาราจักรโดยรอบ องคประกอบการเคลือ่ นทข่ี องดาวฤกษป ระกอบดว ย ความเร็วแนวเล็ง ทวี่ ่ิงเขา หาหรือวิง่ ออกจากดวงอาทติ ย และการเคล่ือนท่ีเชิงมุมทเี่ รยี กวา การเคลือ่ นท่เี ฉพาะ การตรวจวัดความเรว็ แนวเลง็ ทาํ ไดโ ดยอาศยั การเคลอ่ื นดอปเปลอรข องเสนสเปกตรมั ของดาว หนวยท่วี ดั เปนกโิ ลเมตรตอ วินาที การตรวจวัดการเคล่ือนทีเ่ ฉพาะของดาวฤกษท าํ ไดจ ากเครอ่ื งมือตรวจวดั ทาง ดาราศาสตรท มี่ ีความแมน ยาํ สูง หนวยทีว่ ดั เปน มลิ ลพิ ลิ ปิ ดาตอ ป เมื่ออาศยั การตรวจสอบพารลั แลกซข อง ดาวฤกษ เราจึงสามารถแปลงการเคล่ือนท่เี ฉพาะใหไ ปเปนหนวยของความเรว็ ได ดาวฤกษท ่มี ีคา การเคลื่อนท่ี เฉพาะสูงมีแนวโนมทจ่ี ะอยูใกลด วงอาทิตยมากกวาดาวดวงอื่น จึงเปน ตวั แทนท่ดี สี าํ หรบั ใชตรวจวดั พารัลแลก ซข องดาวได เม่อื เราทราบอตั ราการเคลื่อนทีท่ ง้ั สองตวั น้ีแลว ก็จะสามารถคาํ นวณความเร็วในการเคลือ่ นทอี่ วกาศของ ดาวฤกษดวงนนั้ เปรยี บเทียบกับดวงอาทิตยห รอื ดาราจักรได ในบรรดาดาวฤกษใ กลเคียงท่ีตรวจวดั พบวา ดาวฤกษช นิดดารากร 1 มีความเรว็ ต่ํากวา ดาวฤกษท มี่ ีอายุมากกวาเชน ดาวฤกษช นิดดารากร 2 ดาวฤกษในกลมุ หลังมีระนาบโคจรทค่ี อ นขางใกลเคยี งกบั ระนาบดาราจักร[91] เม่ือเปรียบเทียบจลนศาสตรข องดาวฤกษท ี่อยู ในบริเวณใกลเ คยี งกัน ทาํ ใหเราสามารถจัดกลมุ ของดาวฤกษไ ด ซ่งึ มีแนวโนม ทดี่ าวฤกษใ นกลุม เดยี วกันจะ กาํ เนิดมาจากเมฆโมเลกุลชดุ เดยี วกนั

18 สนามแมเ หลก็ พ้นื ผิวของดาว SU Aur (ดาวฤกษอ ายนุ  อยแบบ T Tauri) นํามา ปรบั แตงดวยเทคนิคการสรา งภาพแบบ Zeeman-Doppler สนามแมเ หลก็ สนามแมเ หล็กของดาวฤกษเ กดิ ขน้ึ จากบริเวณภายในของดาวทซ่ี ่งึ เกดิ การไหลเวียนของการพาความรอน การเคลอ่ื นทีน่ ้ที ําใหประจุในพลาสมาทาํ ตัวเสมือนเปน เครอ่ื งกําเนิดไฟฟาแบบไดนาโม ซึ่งทําใหเ กดิ สนามแมเ หลก็ แผข ยายออกมาภายนอกดวงดาว กาํ ลังของสนามแมเ หลก็ นี้แปรตามขนาดของมวลและ องคป ระกอบของดาว สว นขนาดของกิจกรรมพ้นื ผิวสนามแมเ หลก็ ก็ข้ึนกบั อัตราการหมุนรอบตัวเองของ ดาวฤกษนั้น กจิ กรรมทีพ่ นื้ ผวิ สนามแมเหล็กน้ที ําใหเกิดจดุ บนดาวฤกษ อนั เปนบรเิ วณทีม่ สี นามแมเหลก็ เขม กวา ปกตแิ ละมีอณุ หภูมเิ ฉลยี่ ต่าํ กวา ปกติ วงโคโรนาคือแนวสนามแมเ หล็กโคง ทีแ่ ผเขาไปในโคโรนา สวนเปลวดาวฤกษค อื การระเบิดของอนุภาคพลังงานสูงทแี่ ผออกมาเน่อื งจากกิจกรรมพ้นื ผิวสนามแม เหล็ก ดาวฤกษท ีอ่ ายุนอยและหมนุ รอบตวั เองดวยความเร็วสงู มีแนวโนม จะมีกจิ กรรมพ้นื ผวิ ในระดบั ท่ีสงู เนอื่ งมา จากกาํ ลังสนามแมเหลก็ ของมนั สนามแมเหล็กของดาวยังสงอิทธิพลตอลมดาวฤกษด วย โดยทํา หนา ที่เหมอื นตวั หนว ง ทาํ ใหอ ตั ราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษช าลงเม่ือดาวมีอายุมากขึ้น ดงั น้ัน ดาวฤกษท ่ีมอี ายมุ ากกวาเชนดวงอาทิตยข องเราจงึ มีอตั ราการหมุนรอบตัวเองทต่ี ่ํากวา และมีกจิ กรรมพ้ืน ผวิ ที่นอ ยกวาดาวฤกษอายเุ ยาว ระดบั ของกิจกรรมพืน้ ผวิ ของดาวฤกษท ่ีหมุนรอบตัวเองชา คอนขาง เปล่ียนแปลงเปน วงรอบและอาจหยดุ กจิ กรรมบางอยางไปชว่ั ระยะเวลาหนึ่ง ชว งเวลานเ้ี รียกวา ชว งตา่ํ สุ ดมอนเดอร ซง่ึ ดวงอาทิตยก เ็ คยผา นระยะเวลานเี้ ปนเวลา 70 ป ที่ไมมกี ิจกรรมใด ๆ เกี่ยวกบั จดุ บนดวง อาทติ ยเ กิดข้ึนเลย

19 มวล หน่งึ ในบรรดาดาวฤกษท่ีมมี วลมากทีส่ ุดทรี่ จู ักกนั คอื Eta Carinae ซ่งึ มีมวลมากกวา มวลดวงอาทติ ย ราว 100-150 เทา ชว งอายขุ องมนั สั้นมาก เพยี งประมาณไมก ีล่ า นปเทานั้น ผลจากการศกึ ษากระจุกดา วอารเ ชสเมื่อเร็ว ๆ นี้แสดงใหเห็นวา มวลขนาด 150 เทา ของมวลดวงอาทิตยจ ดั เปน ขดี จํากัดสงู สุด ของดาวฤกษใ นเอกภพในยุคปจจบุ นั สาเหตขุ องขดี จาํ กัดนีย้ งั ไมเปนที่ทราบแนชดั แตน า จะมคี วามเกี่ยวของ สวนหน่ึงกับความสอ งสวางเอด็ ดิงตนั ซงึ่ อธิบายถึงคาความสอ งสวา งสูงสดุ ที่สามารถแผผาน บรรยากาศของดาวฤกษไ ดโดยไมยงิ พวยแกส ออกไปในอวกาศ เนบวิ ลาสะทอนแสง NGC 1999 ทีส่ วางเจิดจา ดว ยดาว V380 Orionis (ตรงกลางภาพ) ดาวแปรแสงทม่ี ขี นาดราว 3.5 เทาของมวลดวงอาทติ ย ภาพจากนาซา ดาวฤกษกลมุ แรก ๆ ท่ีกอ ตวั ข้ึนหลังจากเกิดบกิ แบงอาจจะมีมวลมากกวา นั้น เชน 300 เทา ของมวลดวง อาทติ ย หรอื สงู กวา ทงั้ น้เี น่ืองจากมนั ไมมีองคป ระกอบของธาตทุ ห่ี นักกวา ลิเธียมเลย อยางไรกด็ ี ดาวฤกษม วลมากย่งิ ยวดเหลา นี้ (หรือดาวฤกษชนิด population III) ไดสญู สลายไปจนหมดแลว มี แตเ พยี งทฤษฎที ีก่ ลา วถึงเทา น้นั ดาว AB Doradus C ซ่ึงเปนดาวคูของ AB Doradus A มีมวลประมาณ 93 เทาของมวลดาวพฤหัสบดี จัดวา เปน ดาวฤกษท ่เี ลก็ ท่สี ุดเทา ท่รี จู กั ซ่งึ ยังคงมีปฏกิ ริ ิยานิวเคลียรฟวชน่ั ดาํ เนนิ อยภู ายในแกนกลาง ดวย ลกั ษณะของดาวท่ีมคี า ความเปน โลหะคลา ยคลึงกับดวงอาทิตย ตามทฤษฎแี ลว มวลนอ ยทีส่ ุดของ ดาวฤกษท ่ียงั สามารถดาํ รงสภาวะนวิ เคลยี รฟ วชน่ั ในแกนกลางได คือประมาณ 75 เทาของมวลดาว พฤหัสบดี ทวา มนั จะมีคา ความเปน โลหะตํ่ามาก ผลการศึกษาดาวฤกษทจี่ างแสงท่สี ุดเมอ่ื ไมน านมานี้ พบ วาขนาดท่เี ลก็ ทส่ี ดุ ทเี่ ปนไปไดของดาวฤกษอ ยูทปี่ ระมาณ 8.3% ของมวลดวงอาทิตย หรอื ประมาณ 87 เทาของมวลดาวพฤหสั บดี วัตถทุ เี่ ล็กกวานจ้ี ะเรียกวา ดาวแคระนํา้ ตาล ซ่งึ เปน ดาวทีม่ ีลกั ษณะเทาอันขนุ มวั อยกู งึ่ กลางระหวางดาวฤกษกับดาวแกส ยกั ษ ความสัมพันธร ะหวา งรศั มขี องดาวกบั มวลของดาว บอกไดจ ากแรงโนมถว งพนื้ ผิว ดาวฤกษข นาดยกั ษจ ะมีแรง โนม ถวงพ้นื ผิวนอ ยกวาดาวฤกษในแถบลาํ ดบั หลกั และในทางกลับกนั ดาวทม่ี ีแรงโนม ถวงมากคือดาวทีก่ าํ ลงั เสอ่ื มสลายและมีขนาดเล็กเชนดาวแคระขาว แรงโนม ถว งพน้ื ผวิ มีอิทธิพลตอลกั ษณะปรากฏของ สเปกตรัมของดาวฤกษ โดยท่ดี าวซึง่ มีแรงโนมถว งสงู กวาจะมเี สน การดดู ซบั พลังงานทีก่ วา งกวา

20 การหมุนรอบตัวเอง เราสามารถประมาณอตั ราการหมนุ รอบตวั เองของดาวฤกษไ ดโ ดยอาศยั วิธกี ารวดั สเปกโทรสโกป หรือจะวัดให แมนยาํ ยงิ่ ข้นึ ไดโ ดยการตดิ ตามอตั ราการหมนุ ของจุดบนดาวฤกษ ดาวฤกษท ีม่ ีอายุนอยจะมอี ัตราการหมนุ รอบ ตัวเองท่เี ร็วกวาประมาณ 100 กม/วินาทที แ่ี นวศูนยส ตู ร ดาวฤกษช นดิ B เชน ดาว Achernar มีความเร็วการ หมนุ รอบตัวเองทเ่ี สนศูนยส ูตรประมาณ 225 กม/วนิ าทีหรือมากกวา นั้น ซึ่งทาํ ใหมนั มีเสน ผา นศนู ยก ลาง บรเิ วณศูนยสูตรใหญกวาระยะหา งระหวา งขวั้ ถงึ กวา 50% อตั ราการหมนุ รอบตัวเองนีต้ า่ํ กวา คาความเร็ววกิ ฤตท่ี 300 กม/วนิ าทเี พียงเล็กนอ ย ซง่ึ เปน อตั ราเรว็ ท่จี ะทาํ ใหด าวฤกษแ ตกสลายลง[102] สาํ หรับดวงอาทติ ยข อง เรามีอตั ราหมุนรอบตัวเองรอบละ 25-35 วนั หรือความเร็วทแี่ นวศูนยสตู รประมาณ 1.994 กม/วินาที สนาม แมเ หล็กของดาวฤกษก ับลมดาวฤกษต างมผี ลท่ชี ว ยใหอัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษใ นแถบลําดับหลัก ชาลงอยา งมีนัยสาํ คัญ ดาวฤกษทกี่ ําลังเสื่อมสลายจะหดตวั ลงเปน มวลขนาดเล็กหนาแนนมาก ซึง่ เปนผลใหก ารหมุนรอบตวั เอง ของมันดําเนนิ ไปในอัตราสูง แตเ มอ่ื เปรยี บกับอตั ราท่ีควรจะเปน เมื่อคิดจากการรักษาโมเมนตมั เชงิ มุมเอาไวก ็ ยังถือวา คอนขา งตํา่ โมเมนตัมเชิงมมุ ของดาวฤกษส ูญหายไปเปนจํานวนมากเนื่องจากการสูญเสยี มวลของ ดาวฤกษไปกบั ลมดาวฤกษ ถึงกระนน้ั อัตราการหมุนรอบตัวเองของพลั ซารก ย็ งั สงู มาก ตวั อยา งเชนพัลซารท ่ี อยู ณ ใจกลางของเนบวิ ลาปู หมุนรอบตวั เองในอัตรา 30 รอบตอวินาที อัตราการหมุนรอบตวั เองของพลั ซารจะคอย ๆ ลดลงเนือ่ งมาจากการแผรงั สีของดาว อุณหภมู ิ อุณหภูมพิ น้ื ผิวของดาวฤกษใ นแถบลําดับหลกั สามารถทราบไดจากอตั ราการสรางพลงั งานจากแกนกลางของ ดาวและรัศมีของดาวดวงนนั้ โดยมากจะประมาณจากดัชนสี ขี องดาวฤกษ คา ท่ีไดจ ะเรยี กวา อุณหภูมิยังผล ซ่งึ เปนคา อณุ หภูมขิ องวตั ถุดําในอุดมคตทิ ่แี ผพ ลงั งานออกมาจนไดระดบั ความสวางตอ พน้ื ทีผ่ ิวเทา กันกับดาวฤกษ น้นั ๆ พงึ ทราบวาคา อุณหภูมิยงั ผลน้เี ปน เพียงคา เทยี บเทา อยางไรก็ดีเนอื่ งจากอุณหภมู ขิ องดาวฤกษจะคอย ๆ ลดลงตามระดับช้นั ของเปลือกท่ีอยหู างจากแกนกลางออกมา ดงั นน้ั อุณหภมู ทิ แี่ ทจ ริงในยา นแกนกลางของ ดาวจะสูงมากถงึ หลายลา นเคลวนิ อุณหภูมขิ องดาวฤกษเ ปน ตัวบงบอกถงึ อตั ราการแผพ ลังงานหรือการแผประจขุ องธาตทุ ีแ่ ตกตา งกัน ซึ่งสง ผลถงึ คณุ สมบัติการดูดกลืนเสน สเปกตรัมทแี่ ตกตางกนั ดว ย เมอ่ื เราทราบคา อณุ หภูมพิ ืน้ ผวิ ของดาวฤกษ คาความ สอ งสวางปรากฏ ความสองสวางสมั บูรณ และคณุ สมบตั กิ ารดดู กลืนแสง เราจึงสามารถจดั ประเภทของ ดาวฤกษได (ดใู นหวั ขอ การจดั ประเภทดาวฤกษดา นลาง) ดาวฤกษมวลมากในแถบลําดับหลักอาจมอี ุณหภมู พิ ืน้ ผวิ สงู ถึง 50,000 เคลวิน ดาวฤกษท ่มี ีขนาดเลก็ ลงมา เชน ดวงอาทิตย จะมอี ณุ หภมู ิพ้นื ผิวเพยี งไมก่ีพันเคลวนิ ดาวยักษแ ดงจะมีอุณหภูมิพน้ื ผวิ คอนขางต่ํา ประมาณ 3,600 เคลวนิ เทา นัน้ แตจ ะมีความสองสวา งมากกวาเนือ่ งจากมพี น้ื ทผี่ ิวชนั้ นอกทใี่ หญก วา มาก

การแผรังสี 21 พลังงานทเี่ กดิ ขนึ้ เปนผลพลอยไดจ ากปฏกิ ริ ยิ านวิ เคลียรฟวช่ันภายในดาวฤกษ จะแผตัวออกไปในอวกาศในรูปของ รงั สคี ล่นื แมเ หล็กไฟฟา และรังสีอนภุ าคซ่ึงแผออกไปในรปู ของลมดาวฤกษ (เปน สายธารกระแสอนภุ าคของ ประจไุ ฟฟาท่เี คล่อื นทีไ่ ปอยา งคงท่ี ประกอบดวยฟรโี ปรตอน อนุภาคอลั ฟา และอนภุ าคเบตา ทรี่ ะเหยออกมาจากช้ัน ผิวเปลอื กนอกของดาวฤกษ) รวมถงึ กระแสนิวตรโิ นท่เี กิดจากแกนกลางของดาวฤกษ การกาํ เนิดพลังงานในแกนกลางของดาวเปน ตน กาํ เนดิ ของแสงสวางมหาศาลของดาวนั้น ทุกคร้ังทน่ี ิวเคลยี สของ ธาตตุ ั้งแต 2 ชนิดหรอื มากกวาหลอมละลายเขาดวยกัน จะทาํ ใหเกดิ นวิ เคลียสอะตอมของธาตใุ หมทหี่ นักกวาเดมิ ทาํ ใหปลดปลอ ยโฟตอนรังสแี กมมาออกมาจากปฏกิ ิรยิ านวิ เคลียรฟ ว ช่ัน เมอื่ พลังงานทเ่ี กิดขนึ้ นแี้ ผต วั ออกมาจนถงึ เปลือกนอกของดาว มนั จะเปลี่ยนรูปไปเปน พลงั งานคลน่ื แมเ หล็กไฟฟา ในรปู แบบตาง ๆ รวมถงึ แสงทต่ี ามองเหน็ สีของดาวฤกษซึง่ ระบุไดจ ากความถสี่ ูงสุดของแสงทต่ี ามองเหน็ ขน้ึ อยกู บั อุณหภูมิของชัน้ ผิวรอบนอกของดาวฤกษ และโฟโตสเฟยรข องดาว นอกจากแสงที่ตามองเห็นแลว ดาวฤกษยังแผร ังสีคลน่ื แมเ หลก็ ไฟฟา รปู แบบอื่น ๆ ออก มาอีกทต่ี าของมนุษยม องไมเหน็ วาทจี่ รงิ แลว รังสีคลื่นแมเหลก็ ไฟฟา ท่แี ผออกมาจากดาวฤกษนน้ั แผค รอบคลุมยาน สเปกตรัมคล่ืนแมเหล็กไฟฟา ท้งั หมด ต้ังแตช วงคล่ืนยาวทสี่ ุดเชน คลนื่ วิทยหุ รืออนิ ฟราเรด ไปจนถึงชวงคล่ืนส้นั ที่สดุ เชนอัลตราไวโอเลต รังสเี อกซ และรังสแี กมมา องคประกอบการแผร งั สีคลน่ื แมเ หล็กไฟฟา ของดาวฤกษท ั้ง สวนทตี่ ามองเห็นและมองไมเ ห็นลว นมคี วามสําคญั เหมือน ๆ กนั จากสเปกตรัมของดาวฤกษนี้ นกั ดาราศาสตรจะสามารถบอกคาอณุ หภมู พิ ้นื ผิวของดาว แรงโนมถว งพ้ืนผวิ คา ความ เปน โลหะ และความเร็วในการหมุนรอบตัวเองของดาว หากเราทราบระยะหา งของดาวฤกษน นั้ ดวย เชน ทราบจากการ ตรวจวดั พารัลแลกซ เราก็จะสามารถคาํ นวณความสอ งสวางของดาวฤกษน นั้ ได จากนัน้ จึงใชแบบจําลองของ ดาวฤกษใ นการประมาณการคา มวล รัศมี แรงโนมถว งพน้ื ผิว และอตั ราการหมนุ รอบตัวเอง (ดาวฤกษในระบบดาวคจู ะ สามารถตรวจวัดมวลไดโดยตรง สําหรับมวลของดาวฤกษเด่ียวจะประเมินไดจากเทคนคิ ไมโครเลนสของแรงโนม ถว ง) จากตัวแปรตาง ๆ เหลานจี้ ึงทาํ ใหน กั ดาราศาสตรสามารถประเมินอายุของดาวฤกษได ความสองสวา ง ในทางดาราศาสตร ความสองสวางคือปรมิ าณของแสงและพลังงานการแผรังสีในรปู แบบอ่ืนท่ดี าวฤกษแผอ อกจาก นบั เปน จํานวนหนว ยตอ เวลา ความสองสวา งของดาวฤกษสามารถบอกไดจ ากรัศมีและอุณหภูมิพนื้ ผิวของดาว อยางไรกด็ ี ดาวฤกษจ ํานวนหนึง่ ไมไดแผพ ลังงานเปน ฟลกั ซ (คือปรมิ าณพลงั งานทแ่ี ผอ อกมาตอ หนวยพื้นที่) ทเี่ ปน เอกภาพตลอดทั่วพ้นื ผวิ ท้ังหมด ตัวอยางเชน ดาวเวกา ซ่ึงเปน ดาวฤกษท ่หี มุนรอบตัวเองเรว็ มาก จะมฟี ลักซท ี่ขัว้ ดาว สงู กวาบรเิ วณเสนศูนยส ูตรของดาว พ้นื ผิวบางสว นของดาวทมี่ อี ุณหภูมิตํ่าและความสอ งสวางตา่ํ กวา คา เฉล่ยี ท้งั หมด จะเรียกวา จดุ มดื ดาวฤกษ จดุ มดื ของดาวฤกษแ คระหรอื ดาวฤกษท่ีมีขนาดเลก็ จะไมค อ ยเปน ที่สังเกตโดดเดน ขณะท่ีจุดมดื ของดาวยกั ษหรือดาวฤกษ ขนาดใหญจะยิง่ สังเกตเห็นไดง า ย และทําใหเกดิ ลักษณะการมืดคลาํ้ ที่ขอบของดาวฤกษไดมาก น่นั คือ ความสวางของ ดาวทางดานขอบ (เมือ่ มองเปนแผน จานกลม) จะลดลงไปเรือ่ ย ๆ ดาวแปรแสงที่เปนดาวแคระแดง (หรือ flare star) บางดวง เชน ดาว ยูวี ซตี ัส กอ็ าจมีจดุ มืดดาวฤกษท ่โี ดดเดนเชน กนั

22 ความสวาง ความสวางของดาวฤกษท ่ปี รากฏวัดไดจากคาความสอ งสวางปรากฏ ซึ่งเปนคาความสวางทีข่ ึ้นกบั คา ความสอ งสวา งของดาว ระยะ หา งจากโลก และการเปลีย่ นแปรของแสงดาวระหวา งท่ีมนั ผานชั้นบรรยากาศโลกลงมา สวนความสวางที่แทจริงหรือความสอ ง สวางสัมบรู ณค อื คา ความสอ งสวา งปรากฏของดาวถาระยะหา งระหวา งโลกกบั ดาวเทา กับ 10 พารเ ซก (32.6 ปแ สง) เปนคา ท่ขี น้ึ กับ ความสอ งสวางของดาวเทานน้ั จํานวนของดาวฤกษท ส่ี วางกวาคา ปรากฏ ความสองสวางปรากฏ จํานวนดาวฤกษ 04 11 2 48 3 171 4 513 5 1,602 6 4,800 7 14,000 ท้ังคา ความสอ งสวางปรากฏและความสอ งสวางสัมบูรณเปน ตัวเลขทแี่ สดงในหนวยลอการิทมึ คาท่ีตางกัน 1 อนั ดับแมก็ นิจดู หมายความถึงความแตกตา งกันจรงิ ประมาณ 2.5 เทา [119] (รากท่ี 5 ของ 100 มคี า ประมาณ 2.512) น่นั หมายความวา ดาวฤกษใ น อันดบั แมก็ นิจดู แรก (+1.00) มคี วามสวา งมากกวาดาวฤกษใ นอันดบั แม็กนิจูดท่ีสอง (+2.00) ประมาณ 2.5 เทา และสวา งมากกวา ดาวฤกษใ นอนั ดบั แม็กนิจูดที่ 6 (+6.00) ประมาณ 100 เทา ความสวา งของดาวฤกษที่มีแสงรบิ หร่ีทส่ี ดุ เทา ทตี่ ามนุษยส ามารถมอง เหน็ ไดภายใตส ภาวะทองฟาโปรงคือทแี่ มก็ นจิ ดู +6 ทั้งความสองสวางปรากฏและความสอ งสวา งสมั บูรณ ยิ่งอา นคาไดนอ ยหมายความวา ดาวฤกษด วงน้ันสวา งมาก ยงิ่ อานคา ไดม าก หมายความวาดาวฤกษด วงนั้นริบหรี่มาก โดยมากแลว ดาวฤกษสวางจะมคี า ความสองสวา งเปนลบ ความแตกตา งของความสวา ง ระหวางดาวสองดวง (ΔL) คํานวณไดโดยนําคาความสองสวางของดาวทสี่ วางกวา (mb) ลบออกจากคา ความสองสวา งของ ดาวท่ีหรจ่ี างกวา (mf) นาํ คา ทไ่ี ดใ ชเ ปน คา ยกกาํ ลังของคา ฐาน 2.512 เขยี นเปนสมการไดด งั น้ี เมอื่ เทียบคา ความสองสวางกับทัง้ ความสอ งสวางและระยะหา งจากโลก ทาํ ใหค าความสอ งสวางสมั บรู ณ (M) กบั คา ความสอง สวางปรากฏ (m) ของดาวฤกษด วงเดยี วกันมคี า ไมเ ทา กัน ตัวอยา งเชน ดาวซิรอิ สุ มคี าความสอ งสวา งปรากฏเทากบั -1.44 แตม ีคา ความสองสวางสมั บูรณเ ทา กบั +1.41 ดวงอาทิตยมีคา ความสองสวางปรากฏเทา กับ -26.7 แตมคี าความสอ งสวางสัมบรู ณเ พยี ง +4.83 ดาวซิรอิ ุสซ่ึงเปนดาวสวา ง ท่สี ดุ บนทอ งฟา ยามราตรีเมอ่ื มองจากโลก มีความสอ งสวา งสงู กวาดวงอาทติ ยถ งึ 23 เทา ขณะทดี่ าวคาโนปสุ ดาวฤกษสวา ง อันดับสองบนทองฟายามราตรี มคี า ความสองสวางสัมบูรณเทากับ -5.53 น่ันคอื มีความสองสวางสูงกวา ดวงอาทติ ยถ ึง 14,000 เทา ทง้ั ๆ ที่ดาวคาโนปสุ มคี วามสองสวางสูงกวา ดาวซิริอุสอยางมาก แตเ มื่อมองจากโลก ดาวซิรอิ ุสกลับสวางกวา ท้งั น้ีเนอ่ื งจากดาวซริ ิอสุ อยูหางจากโลกเพยี ง 8.6 ปแ สง ขณะทีด่ าวคาโนปุสอยูห างจากโลกออกไปถงึ กวา 310 ปแสง นบั ถงึ ป ค.ศ. 2006 ดาวฤกษท ่มี ีคาความสอ งสวา งสัมบูรณมากท่สี ุดเทา ทีร่ ูจ กั คือ LBV 1806-20 ทคี่ าแมก็ นิจดู -14.2 ดาวฤกษ ดวงนมี้ คี วามสอ งสวา งสงู กวาดวงอาทิตยอ ยางนอ ย 5,000,000 เทา ดาวฤกษท ่มี ีความสอ งสวา งต่ําที่สดุ เทา ทรี่ จู ักตั้งอยูใ นกระจกุ ดาว NGC 6397 ดาวแคระแดงอันหรจี่ างในกระจุกดาวนม้ี คี าแมก็ นิจูด 26 สว นอกี ดวงหนงึ่ เปนดาวแคระขาวมคี าแม็กนิจูด 28 ดาว เหลา น้จี างแสงมากเทียบไดกบั แสงจากเทียนวนั เกดิ ท่จี ดุ ไวบนดวงจันทรและมองจากบนโลก

23 การจัดประเภท ประเภท ชวงอุณหภูมิพื้นผวิ ตัวอยา ง O ของดาวฤกษใ นประเภทตาง ๆ ซตี า คนแบกงู B A อณุ หภมู ิ ไรเจล F 33,000 K ขน้ึ ไป อลั แตร G 10,500-30,000 K โปรซิออน เอ K 7,500-10,000 K ดวงอาทติ ย 6,000-7,200 K เอปไซลอน อินเดยี นแดง M 5,500-6,000 K พร็อกซมิ าคนคร่งึ มา 4,000-5,250 K 2,600-3,850 K ระบบการจัดประเภทดาวฤกษอยางทใ่ี ชกันอยูในปจจบุ นั น้ีเริ่มตน มาแตช ว งตนครสิ ตศตวรรษท่ี 20 โดยแบงดาวฤกษออกเปน ประเภทตา ง ๆ ต้งั แต A จนถงึ Qตามความเขมของเสนสเปกตรัมไฮโดรเจน ในเวลาน้ันยังไมทราบกนั วา อทิ ธพิ ลสําคญั ของ ความเขม ของเสนสเปกตรมั คือ อุณหภมู ิ เสน สเปกตรมั ไฮโดรเจนจะเขม มากทส่ี ุดท่อี ณุ หภูมิประมาณ 9000 เคลวนิ และออน ลงทัง้ กรณที ่ีอณุ หภมู ิสูงหรือต่ํากวา นน้ั ครั้นเม่อื เปลีย่ นวิธกี ารจัดประเภทดาวฤกษม าเปน การอิงตามระดบั อุณหภมู ิ จึงไดม ี ลักษณะคลา ยคลึงกบั รูปแบบการจดั ประเภทในสมยั ใหม มกี ารใชร หสั ตวั อกั ษรเดย่ี วทแี่ ตกตา งกันเพือ่ แสดงถึงประเภทของดาวฤกษแบบตา ง ๆ ท่แี ยกแยะตามสเปกตรมั ตัง้ แตประเภท O อัน เปนดาวฤกษท ีร่ อนมาก ไปจนถงึ M อันเปนดาวฤกษที่เย็นจนโมเลกลุ อาจกอตัวในช้นั บรรยากาศ ประเภทของดาวฤกษเรียงตาม ลําดบั อุณหภูมิพืน้ ผิวจากสงู ไปตา่ํ ไดแก O, B, A, F, G, Kและ M สาํ หรับประเภทสเปกตรัมบางอยา งทพ่ี บไดค อนขา งนอย จะ จดั เปน ประเภทพิเศษ ที่พบมากทีส่ ดุ ในจาํ นวนนี้คือประเภท L และ T ซ่ึงเปน ดาวฤกษม วลนอยทีเ่ ย็นท่สี ุด กับดาวแคระนา้ํ ตาล ตัวอกั ษรแตละตัวจะมีประเภทยอ ยอีก 10 ประเภท แสดงดวยตวั เลขตงั้ แต 0 ถึง 9 เรยี งตามลาํ ดบั อุณหภมู จิ ากสงู ไปตํ่า อยา งไรก็ ดี ระบบการจัดประเภทแบบนจ้ี ะใชไมไ ดเมือ่ อณุ หภูมมิ คี าสูงมาก ๆ กลา วคอื ดาวฤกษป ระเภท O0และ O1 จะไมม ีอยจู รงิ นอกเหนอื จากนี้ ดาวฤกษยังอาจจดั ประเภทไดจากผลกระทบความสอ งสวา งท่ีพบในเสนสเปกตรัมของมนั ซง่ึ สอดคลองกันกับ ขนาดท่วี า งในอวกาศอันระบไุ ดจ ากแรงโนมถว งพื้นผิว คาในประเภทนจี้ ะจัดไดต งั้ แต 0 (สาํ หรบั ดาวแบบไฮเปอรไ จแอนท) ไปเปน III(สาํ หรับดาวยกั ษ) จนถงึ V (สําหรบั ดาวแคระในแถบลําดับหลกั ) นักดาราศาสตรบ างคนเพ่มิ ประเภท VII(ดาวแคระขาว) เขา ไปดวย ดาวฤกษสว นใหญจ ะอยบู นแถบลําดับหลักซง่ึ มกี ระบวนการเผาผลาญไฮโดรเจนแบบปกติ หากพจิ ารณาบนเสน กราฟ ระหวางความสองสวา งสมั บรู ณกับเสนสเปกตรมั ของดาว ดาวฤกษเหลา นจ้ี ะอยบู นแถบทแยงมุมแคบ ๆ ในกราฟ ดวงอาทิตย ของเรากอ็ ยบู นแถบลาํ ดบั หลกั และจัดเปน ดาวแคระเหลือง ประเภท G2V คือเปน ดาวฤกษข นาดปกติทมี่ อี ณุ หภูมิปานกลาง ยังมกี ารต้ังรหสั เพิม่ เตมิ ดว ยตัวอกั ษรภาษาองั กฤษตวั เล็ก ตามหลงั คาของเสนสเปกตรัม เพือ่ ระบถุ งึ คณุ สมบัตเิ ฉพาะบางประการ ของเสนสเปกตรมั นัน้ ตัวอยางเชน ตวั \"e\" หมายถึงมีการตรวจพบเสนสเปกตรมั ท่ีแผประจุ \"m\" หมายถงึ มีระดับโลหะท่ีเขมผิด ปกติ และ \"var\" หมายถึงเสน สเปกตรมั มกี ารเปลี่ยนแปลง ดาวแคระขาวจะมีการจดั ประเภทเฉพาะของมันเองโดยเรมิ่ ตนดวยอกั ษร D และแบง ประเภทยอ ยเปน DA, DB, DC, DO, DZ, และ DQ ขนึ้ กับชนดิ ของความโดดเดน ที่พบในเสน สเปกตรัม ตามดวยคาตวั เลขทรี่ ะบถุ งึ ดชั นอี ณุ หภูมิของดาว

24 ดาวแปรแสง ภาพปรากฏของดาวมริ าซ่ึงไมส มมาตร แสดงถึงการเปลย่ี นแปรแสงสวา งของดาวแปรแสง ภาพถา ยจากก ลองฮับเบิลโดยองคก ารนาซา ดาวแปรแสง คือดาวฤกษท มี่ ีคา ความสองสวา งเปลยี่ นแปลงไปแบบสมุ แบบเปน รอบเวลา เนื่องมาจากคณุ สมบตั ิ ทงั้ ภายในและภายนอกของดาว สําหรบั ดาวแปรแสงแบบคณุ สมบัติภายในสามารถแบง เบือ้ งตน ออกไดเ ปน 3 ประเภท ในระหวา งการวิวัฒนาการของดาว ดาวฤกษบ างดวงอาจผานชว งเวลาที่ทําใหเ กดิ การเปลยี่ นแปรเปน หวง ๆ ดาวแปร แสงแบบเปน หว งเวลาจะเปล่ยี นแปลงไปตามรัศมแี ละความสองสวาง ท้ังขยายขึน้ และหดส้ันลงในชวงเวลาทีแ่ ตก ตา งกนั ต้ังแตห นวยนาทไี ปจนถึงเปนป ขึ้นอยูกับขนาดของดาวฤกษน้ัน ๆ ดาวแปรแสงประเภทนร้ี วมไปถงึ ดาวแปร แสงชนดิ เซเฟอดิ และดาวที่คลา ยคลึงกับดาวเซเฟอิด รวมถงึ ดาวแปรแสงคาบยาวเชน ดาวมริ า ดาวแปรแสงแบบพวยพุง (Eruptive variables) คอื ดาวฤกษทม่ี ีความสอ งสวา งเพม่ิ ข้ึนแบบทันทที นั ใด อันเน่อื ง มาจากแสงวาบหรือการปลดปลอ ยมวลอยา งฉับพลนั ดาวแปรแสงจําพวกน้ีรวมไปถงึ ดาวฤกษก อนเกิด ดาวฤกษ ประเภท Wolf-Rayet ดาวแปรแสงประเภท Flare และดาวยักษ รวมถึงดาวยกั ษใหญ ดาวแปรแสงแบบระเบดิ (Cataclysmic หรือ Explosive variables) คือดาวทีม่ กี ารเปลี่ยนแปลงคุณสมบัติ ภายใน ดาวจาํ พวกน้รี วมไปถงึ โนวาและซเู ปอรโนวา ระบบดาวคูทมี่ ดี าวแคระขาวอยูใกล ๆ กอ็ าจทําใหเ กิดการระเบดิ ของดาวฤกษในลักษณะน้ี รวมถึงโนวา และซเู ปอรโ นวาประเภท 1a[4] การระเบิดเกิดขึ้นเมือ่ ดาวแคระขาวดึงไฮโดรเจน จากดาวคูของมันและพอกพนู มวลมากขน้ึ จนกระทัง่ ไฮโดรเจนมมี ากเกนิ กวากระบวนการฟว ชน่ั โนวาบางชนดิ ยังเกิดซํ้า แลว ซํ้าอีก ทาํ ใหเกดิ คาบการระเบิดเปน ชวง ๆ นอกจากน้ดี าวฤกษยังอาจเปล่ยี นแปลงความสอ งสวา งไดจากปจจัยภายนอก เชน การเกิดคราสในระบบดาวคู หรือดาวฤกษท ่หี มุนรอบตวั เองและเกดิ จดุ มดื ดาวฤกษทีใ่ หญมาก ๆ การเกิดคราสในระบบดาวคูท ่ีโดดเดน ไดแก ดา วอลั กอล (Algol) ซง่ึ จะมีคาความสองสวา งเปลย่ี นแปรอยรู ะหวาง 2.3 ถึง 3.5 ทุก ๆ ชว งเวลา 2.87 วนั

25 โครงสราง โครงสรางภายในของดาวฤกษท เี่ สถียรจะอยูในสภาวะสมดุลอุทกสถติ คอื แรงกระทาํ จากปริมาตรขนาดเล็ก แตละชดุ ท่ีกระทาํ ตอกันและกนั จะมีคาเทากนั พอดี สมดลุ ของแรงประกอบดวยแรงดึงเขาภายในท่เี กดิ จากแรง โนม ถว ง และแรงผลกั ออกภายนอกท่ีเกดิ จากแรงดันภายในของดาวฤกษ ระดบั แรงดันภายในน้ีเกิดขึ้นจากระดับ อณุ หภมู ขิ องพลาสมาท่ีคอ ย ๆ ลดหลั่นกนั โดยท่ีดานนอกของดาวฤกษจะมีอณุ หภูมิต่าํ กวาดา นใน อณุ หภูมทิ ีใ่ จกลางของดาวฤกษในแถบลําดับหลกั หรือของดาวยักษจะมคี าอยางนอย 107 Kผลของอุณหภมู ิ และแรงดนั อนั เกดิ จากการเผาผลาญไฮโดรเจนทีแ่ กนกลางดาวฤกษใ นแถบลําดบั หลักน้ีมเี พียงพอท่ีจะทาํ ให เกิดปฏิกิริยานิวเคลียรฟว ชัน และสรา งพลงั งานไดม ากพอจะตานทานการยุบตัวของดาวฤกษได เมื่อนิวเคลียสอะตอมถกู หลอมเหลวท่ีในใจกลางดาว มนั จะแผพ ลังงานออกมาในรูปของรงั สีแกมมา โฟ ตอนเหลานีท้ ําปฏิกริ ยิ ากบั พลาสมาที่อยูรอบ ๆ และเพม่ิ พูนพลงั งานความรอนใหกบั แกนกลางมากยิ่งข้ึน ดาวฤกษในแถบลาํ ดับหลักท่กี ําลังแปลงไฮโดรเจนไปเปนฮเี ลยี ม จะคอย ๆ เพิ่มปริมาณฮีเลยี มในแกน กลางขึน้ อยางชา ๆ ในอัตราเร็วคอนขา งคงท่ี ครน้ั เม่อื ปรมิ าณฮเี ลยี มมีเพม่ิ ขน้ึ เรอื่ ย ๆ จนการสรา ง พลังงานทแี่ กนกลางหยุดชะงักไป ดาวฤกษท่มี มี วลมากกวา 0.4 เทา ของมวลดวงอาทติ ยจ ะมพี นื้ ผวิ รอบนอก ขยายตัวใหญข ้ึนหอหุมฮเี ลียมในแกนกลางเอาไว นอกเหนอื จากสภาวะสมดลุ อทุ กสถิตทอี่ ยูภายในดาวฤกษท ่ีเสถียร ยังมสี มดุลพลังงานภายในหรอื ทเ่ี รยี ก วา สมดุลความรอน กลา วคือการแพรกระจายอุณหภมู ภิ ายในตามแนวรัศมีภายในดาวทําใหเ กดิ กระแส พลงั งานไหลจากภายในออกสภู ายนอก กระแสพลงั งานทไ่ี หลผานชนั้ ผิวของดาวฤกษออกมาในแตล ะชั้นจะ มปี ริมาณเทา กับกระแสพลังงานทไ่ี หลเขามาจากช้ันผวิ กอ นหนา

26 เขตแผร งั สี คือบรเิ วณภายในดาวฤกษท ่ซี ึ่งมีการถายเทรังสีอยา งมปี ระสิทธผิ ลพอจะทาํ ใหเ กดิ การไหลของ กระแสพลงั งานได ในยานน้จี ะไมมีการหมุนเวียนของพลาสมา และมวลตา ง ๆ ลวนหยุดนง่ิ หากไมม ี สภาวะน้เี กิดข้ึน พลาสมาจะเกิดการปน ปว นและเกิดกระบวนการพาความรอ นข้นึ ทาํ ใหเ กดิ เปน ยานเรยี กวา เขตพาความรอ น ลกั ษณะเชน น้ีอาจเกดิ ขน้ึ ไดใ นบรเิ วณทมี่ ีกระแสพลงั งานไหลเวยี นสงู มาก เชนบริเวณใกล แกนกลางของดาวหรอื บรเิ วณท่ีมกี ารสอ งสวางสงู มากเชน ทบ่ี รเิ วณชั้นผวิ รอบนอก ลักษณะการพาความรอนท่ีเกิดขน้ึ บนชัน้ ผิวรอบนอกของดาวฤกษบนแถบลําดบั หลักข้นึ อยกู บั มวลของ ดาวฤกษนน้ั ๆ ดาวฤกษท ่มี มี วลมากกวา ดวงอาทิตยหลาย ๆ เทา จะมีเขตพาความรอ นลึกลงไปภายในดาว มากและมีเขตแผรังสที ชี่ ้ันเปลอื กนอก ขณะท่ดี าวฤกษขนาดเลก็ เชนดวงอาทติ ยจ ะมลี กั ษณะตรงกันขา ม โดย มีเขตพาความรอ นอยทู ช่ี ั้นเปลือกนอกแทน ดาวแคระแดงทม่ี มี วลนอยกวา 0.4 เทา ของมวลดวงอาทิตยจ ะ มเี ขตพาความรอนแทบทงั้ ดวง ซง่ึ ทําใหมนั ไมสามารถสะสมฮีเลยี มทแี่ กนกลางได สาํ หรบั ดาวฤกษสวน ใหญจะมีเขตพาความรอนท่เี ปล่ยี นแปลงไปเรอ่ื ย ๆ ตามอายุของดาว และตามองคประกอบภายในของดาว ท่เี ปลยี่ นแปลงไป สว นประกอบของดาวฤกษท ่ผี สู ังเกตสามารถมองเหน็ ได เรียกวา โฟโตสเฟย ร เปน ชน้ั เปลอื กทซี่ ่งึ พลาสมาของดาวฤกษกลายสภาพเปน โฟตอนของแสง จากจุดนี้ พลังงานทีก่ ําเนิดจากแกนกลางของดาว จะแพรอ อกไปสอู วกาศอยางอิสระ ในบริเวณโฟโตสเฟยรนี้เองทป่ี รากฏจดุ ดับบนดวงอาทิตยห รอื พ้ืนทีท่ ่ี อุณหภูมติ ่าํ กวา อุณหภมู ิเฉลีย่ ตามปกติ เหนือกวา ช้ันของโฟโตสเฟยรจะเปนช้ันบรรยากาศของดาวฤกษ สําหรับดาวฤกษบนแถบลําดบั หลกั เชน ดวง อาทิตย ช้นั บรรยากาศตํ่าทส่ี ุดคือชนั้ โครโมสเฟยรบ าง ๆ ซ่ึงเปนจดุ เกิดของสปค ลู และเปนจดุ กําเนดิ เปลวดาวฤกษ ลอ มรอบดวยช้ันเปลี่ยนผา นซึง่ อณุ หภูมจิ ะเพิ่มสงู ขึน้ อยา งรวดเร็วในระยะทางเพียง 100 กโิ ลเมตรโดยประมาณ พนจากชัน้ นจี้ ึงเปน โคโรนา ซ่ึงเปนพลาสมาความรอนสงู มวลมหาศาลทพ่ี ุง ผา น ออกไปภายนอกเปน ระยะทางหลายลา นกโิ ลเมตร ดเู หมือนวา โคโรนาจะมสี วนเก่ียวของกบั การท่ดี าวฤกษมี ยา นการพาความรอนอยทู ีช่ ้นั เปลือกนอกของพื้นผิวโคโรนามีอุณหภูมิท่ีสูงมาก แตก ลับใหก ําเนิดแสง สวา งเพียงเลก็ นอย เราจะสามารถมองเหน็ ยา นโคโรนาของดวงอาทิตยไ ดในเวลาท่เี กิดสรุ ิยคราสเทานนั้ พนจากโคโรนา เปนอนุภาคพลาสมาท่ีเปนตน กาํ เนิดลมสุรยิ ะแผก ระจายออกไปจากดาวฤกษ กวางไกล ออกไปจนกระทงั่ มันปะทะกับมวลสารระหวา งดาว สาํ หรับดวงอาทิตย อาณาบริเวณที่ลมสรุ ยิ ะมีอทิ ธิพล กวา งไกลออกไปเปนรูปทรงคลายลกู โปง เรยี กชอ่ื ยา นภายใตอิทธิพลของลมสุริยะนี้วา เฮลิโอสเฟยร

27 เสนทางเกดิ ปฏกิ ริ ยิ าของดาวฤกษ ภาพทัว่ ไปของหวงโซ โปรตอน-โปรตอน วงจรปฏิกริ ยิ า คารบ อน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน มรี ปู แบบปฏิกริ ยิ านิวเคลียรฟวช่นั ทแี่ ตกตา งกันมากมายเกิดข้นึ ในใจกลางของดาวฤกษ ขึน้ กับมวลและองคประกอบ ของดาวนัน้ ๆ โดยปฏกิ ริ ิยาเหลา นเ้ี ปน สว นหนง่ึ ของการสงั เคราะหน วิ เคลยี สของดาวฤกษม วลสดุ ทา ยของ นวิ เคลยี สอะตอมทห่ี ลอมตัวทีน่ อ ยกวาคา รวมขององคประกอบทงั้ หมด มวลท่ีสูญเสยี ไปนน้ั กลายไปเปน พลังงาน แมเ หล็กไฟฟา ตามสมการความสมมลู ระหวา งมวล-พลงั งาน คือ E = mc² กระบวนการฟวชัน่ ของไฮโดรเจนเกดิ ข้ึนตามระดับของอุณหภูมิ ดงั น้นั การทอ่ี ุณหภูมใิ จกลางดาวเพมิ่ ขึน้ จะสงผลตอ อัตราการเกิดฟว ชนั่ อยา งมาก ผลท่ไี ดค อื อุณหภูมิใจกลางดาวของดาวฤกษใ นแถบลาํ ดบั หลกั จะมีคา แปรเปล่ยี นอยู ระหวาง 4 ลานเคลวนิ สําหรบั ดาวฤกษเล็กประเภท M ไปจนถงึ 40 ลานเคลวิน สาํ หรับดาวฤกษมวลมากในประเภท O[ สําหรบั ดวงอาทิตยซงึ่ มีอณุ หภมู ใิ จกลางประมาณ 10 ลา นเคลวนิ ไฮโดรเจนจะหลอมละลายกลายเปน ฮเี ลียมใน หวงโซปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน:[135][136] →41H 22H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV) →21H + 22H 23He + 2γ (5.5 MeV) →23He 4He + 21H (12.9 MeV) →ปฏกิ ิรยิ าเหลานี้สง ผลตอ ปฏกิ ิรยิ าในภาพรวมดงั น:ี้ 41H 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV) โดยท่ี e+ คือ โพสติ รอน, γ คือโฟตอนของรงั สแี กมมา, νe คือ นวิ ตรโิ น, และ H กับ He คือไอโซโทปของ ไฮโดรเจนและฮีเลยี มตามลาํ ดับ พลงั งานทป่ี ลดปลอยออกจากปฏิกริ ิยาน้มี ขี นาดหลายลานอิเลก็ ตรอนโวลต ซ่ึงอันทจ่ี รงิ เปนเพยี งสวนเสย้ี วเล็กนอ ยของพลังงานเทา นั้น อยางไรกด็ ี มปี ฏิกริ ยิ าเหลาน้ีเกิดขึ้นอยางตอเน่ืองเปน จํานวนมหาศาล ทําใหสามารถกําเนดิ พลังงานขึ้นเพยี งพอท่ีจะทาํ ใหเ กดิ การแผรังสีของดาวฤกษ

28 มวลนอ ยทสี่ ุดของดาวฤกษทต่ี องใชสําหรับฟว ชนั่ ในดาวฤกษท ี่มมี วลสงู กวาน้ี ฮเี ลียมจะทําใหเกดิ วงจรปฏิกริ ิยาท่เี รงข้นึ เนอ่ื งจากคารบอน คอื วงจรปฏกิ ิรยิ า คารบ อน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน[135] ดาวฤกษที่ววิ ัฒนาการไปดว ยอณุ หภมู ิใจกลาง 100 ลา นเคลวนิ และมวลระหวา ง 0.5-10 เทาของมวงดวง อาทิตยน ้นั ฮีเลียมสามารถเปล่ียนรูปไปเปน คารบ อนไดใ นกระบวนการทริปเปล-อลั ฟา ซ่งึ ใช เบริลเลียม เปนธาตทุ เี่ ปน ตัวกลาง:[135] →4He + 4He + 92 keV 8*Be →4He + 8*Be + 67 keV 12*C →12*C 12C + γ + 7.4 MeV →สาํ หรับปฏกิ ิริยาในภาพรวมคอื : 34He 12C + γ + 7.2 MeV ในดาวฤกษมวลมาก ธาตุหนักจะถกู เผาผลาญไปในแกนกลางทอี่ ัดแนนโดยผานกระบวนการเผาผลาญนีออน และกระบวนการเผาผลาญออกซเิ จน สภาวะสุดทา ยในกระบวนการสังเคราะหน ิวเคลยี สของดาวฤกษค ือ กระบวนการเผาผลาญซลิ กิ อน ซึง่ ทาํ ใหไ ดผลลัพธออกมาเปน ไอโซโทปเสถยี ร เหลก็ -56 กระบวนการฟวช่นั ไมอาจดาํ เนนิ ตอ ไปไดอีก นอกเสยี จากจะตอ งผานกระบวนการดดู กลนื ความรอน (endothermic process) หลงั จากน้ัน พลังงานจะเกดิ ข้ึนไดจ ากการยุบตวั เน่อื งจากแรงโนมถวงเทาน้ัน[135] ตัวอยา งขา งลางน้ี แสดงระยะเวลาท่ีดาวฤกษข นาด 20 เทา ของมวลดวงอาทิตยจ าํ เปน ตองใชใ นการเผา ผลาญพลงั งานนิวเคลยี รภ ายในตวั จนหมด ดาวฤกษใ นแถบลาํ ดบั หลักประเภท O จะมีรศั มี 8 เทาของรศั มี ดวงอาทติ ย และมคี วามสองสวาง 62,000 เทา ของความสองสวางของดวงอาทิตย[ 138]

29 อา งองิ https://th.m.wikipedia.org/wiki/%E0%B8%94%E0%B8%B2%E0%B8%A7%E0%B8%A4%E0%B8 %81%E0%B8%A9%E0%B9%8C

วชิ า วทิ ยาศาสตร โลกและอวกาศ เร่อื ง ดาวฤกษ จัดทาํ โดย นางสาวอารยา ทพิ ยส มบรู ณ ชัน้ มัธยมศึกษาปท ่6ี /1 เลขที่24 เสนอ ครูโยภิตา เขียวคา โรงเรียนบางปะหนั จงั หวัดพระนครศรอี ยธุ ยา สํานกั งานเขตพ้ืนทก่ี ารศกึ ษา มธั ยมศึกษาเขต 3