ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ประเภท G ในลำดับหลักและเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด

บริเวณ ก่อกำเนิดดาวฤกษ์ในกาแล็กซีเมฆแมเจลแลนใหญ่

ดาวฤกษ์คือทรงกลม เรืองแสง ของพลาสมาที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วงของตัวเอง [ ^{1 ] ดาวฤกษ์}ที่อยู่ใกล้โลกที่สุด คือ ดวงอาทิตย์ดาวฤกษ์อื่นๆ อีกมากมายสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าในเวลากลางคืนระยะทางอันมหาศาลจากโลกทำให้ดาวฤกษ์เหล่านั้นปรากฏเป็นจุดแสงคงที่ ดาวฤกษ์ที่โดดเด่นที่สุดได้รับการจัดหมวดหมู่เป็น กลุ่มดาวและกลุ่ม ดาวเล็กๆ และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดหลายดวงมีชื่อเฉพาะนักดาราศาสตร์ได้รวบรวมแคตตาล็อกดาวฤกษ์ที่ระบุถึงดาวฤกษ์ที่รู้จักและให้การกำหนดชื่อดาวฤกษ์ ที่เป็นมาตรฐาน เอกภพ ที่ สังเกตได้ มีดาวฤกษ์ ประมาณ 10 ดวง10 ²²ถึง10 ^{24 ดาวฤกษ์ มี}เพียงประมาณ 4,000 ดวงเท่านั้นที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ซึ่งทั้งหมดอยู่ในกาแล็กซีทางช้างเผือก [ ^{2 ]}

ชีวิตของดาวฤกษ์เริ่มต้นจาก การยุบตัวเนื่องจาก แรงโน้มถ่วงของเนบิวลาแก๊สซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจนฮีเลียม และธาตุหนักอื่นๆมวลรวม ของดาวฤกษ์ เป็นตัวกำหนดวิวัฒนาการและชะตากรรมสุดท้าย ดาวฤกษ์ส่องแสงตลอดช่วงชีวิตส่วนใหญ่เนื่องจากปฏิกิริยาฟิวชันเทอร์โมนิวเคลียร์ของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมในแกนกลาง กระบวนการนี้ปลดปล่อยพลังงานที่เคลื่อนที่ผ่านภายในดาวฤกษ์และแผ่รังสีออกไปสู่อวกาศภายนอกเมื่อสิ้นสุดอายุขัยของดาวฤกษ์ ปฏิกิริยาฟิวชันจะหยุดลงและแกนกลางของมันจะกลายเป็นซากดาวฤกษ์ได้แก่ดาวแคระขาวดาวนิวตรอนหรือหากมีมวลมากพอ ก็จะกลายเป็นหลุมดำ

กระบวนการสร้างนิวเคลียสในดาวฤกษ์หรือซากดาวฤกษ์นั้น สร้างธาตุเคมี ที่เกิดขึ้นตามธรรมชาติเกือบทั้งหมด ที่มีน้ำหนักมากกว่าลิเธียมการสูญเสียมวลของดาวฤกษ์หรือการระเบิดซูเปอร์โนวา จะนำสสารที่อุดมด้วยธาตุเคมีกลับคืนสู่ สสารระหว่างดาวฤกษ์จากนั้นธาตุเหล่านี้จะถูกนำกลับมาใช้ใหม่ในดาวฤกษ์ดวงใหม่ นักดาราศาสตร์สามารถกำหนดคุณสมบัติของดาวฤกษ์ได้ เช่น มวล อายุความเป็นโลหะ (องค์ประกอบทางเคมี) ความแปรปรวนระยะทางและการเคลื่อนที่ในอวกาศโดยการสังเกตความสว่างปรากฏสเปกตรัมและการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของดาวฤกษ์บนท้องฟ้าเมื่อเวลาผ่านไป

ดาวฤกษ์สามารถก่อตัวเป็นระบบวงโคจรกับวัตถุทางดาราศาสตร์ อื่นๆ ได้ เช่นระบบดาวเคราะห์และระบบดาวฤกษ์ที่มี ดาวฤกษ์ สองดวงขึ้นไปเมื่อดาวฤกษ์สองดวงโคจรใกล้กัน ปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงของพวกมันสามารถส่งผลกระทบอย่างมากต่อวิวัฒนาการของพวกมัน ดาวฤกษ์มักเป็นส่วนหนึ่งของโครงสร้างขนาดใหญ่ที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง เช่นกระจุกดาวและกาแล็กซี

คำว่าstar ในภาษาอังกฤษ มาจากรากศัพท์Proto-Indo-European * h₂stḗrซึ่งหมายถึง 'ดาว' เช่นกัน – ซึ่งสามารถวิเคราะห์เพิ่มเติมได้เป็น* h₂eh₁s- 'เผาไหม้' (ซึ่งเป็นที่มาของคำว่าash ด้วย ) บวกกับ* -tēr ( คำต่อท้ายแสดงผู้กระทำ ) คำที่คล้ายคลึงกันในภาษาอื่นๆ ได้แก่ ภาษาละตินstella , ภาษากรีกasterและภาษาเยอรมัน^{Stern [} 3 ] ^{คำที่}คล้ายคลึงกันเพิ่มเติมในภาษาอังกฤษ ได้แก่asterisk , asteroid , astral , constellationและEsther ^{[ 4} ]

ในอดีต ดวงดาวมีความสำคัญต่ออารยธรรมต่างๆทั่วโลก พวกมันเป็นส่วนหนึ่งของพิธีกรรมทางศาสนาการทำนายโชคชะตาตำนานเทพเจ้าใช้ในการนำทางและกำหนดทิศทางโดยอาศัยดวงดาว ใช้ ในการบอกช่วงเวลาของฤดูกาล และใช้ในการกำหนดปฏิทิน

นักดาราศาสตร์ยุคแรกตระหนักถึงความแตกต่างระหว่าง " ดาวฤกษ์คงที่ " ซึ่งตำแหน่งบนทรงกลมท้องฟ้าไม่เปลี่ยนแปลง และ "ดาวฤกษ์จร" ( ดาวเคราะห์ ) ซึ่งเคลื่อนที่อย่างเห็นได้ชัดเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์คงที่ในช่วงหลายวันหรือหลายสัปดาห์^{[ 6 ]}นักดาราศาสตร์โบราณหลายคนเชื่อว่าดาวฤกษ์ติดอยู่กับทรงกลมท้องฟ้า อย่างถาวร และไม่เปลี่ยนแปลง ตามธรรมเนียม นักดาราศาสตร์จัดกลุ่มดาวฤกษ์ที่โดดเด่นเป็นกลุ่มดาวและกลุ่มดาวและใช้กลุ่มดาวเหล่านั้นเพื่อติดตามการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์และตำแหน่งของดวงอาทิตย์ที่คาดการณ์ไว้^{[ 7 ]}การเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์พื้นหลัง (และขอบฟ้า) ถูกนำมาใช้สร้างปฏิทินซึ่งสามารถใช้ควบคุมการปฏิบัติทางการเกษตรได้^{[ 8 ]}ปฏิทินเกรกอเรียนซึ่งปัจจุบันใช้กันเกือบทุกที่ในโลก เป็นปฏิทินสุริยคติที่อิงตามมุมของแกนหมุนของโลกเมื่อเทียบกับดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ประจำระบบ

แผนที่ดาวที่เก่าแก่ที่สุดที่ระบุวันที่ได้อย่างแม่นยำเป็นผลมาจากดาราศาสตร์อียิปต์ โบราณ ในปี 1534 ก่อนคริสต์ศักราช^{[ 9 ]}แคตตาล็อกดาวที่เก่าแก่ที่สุดที่รู้จักกัน นั้น รวบรวมโดยนักดาราศาสตร์ชาวบาบิโลน โบราณ แห่งเมโสโปเตเมียในช่วงปลายสหัสวรรษที่ 2 ก่อนคริสต์ศักราช ในช่วงยุคคัสไซต์ ( ประมาณ 1531 ก่อนคริสต์ศักราช  – ประมาณ 1155 ก่อนคริสต์ศักราช ) ^{[ 10 ]}

แคตตาล็อกดาวดวงแรกในดาราศาสตร์กรีกถูกสร้างขึ้นโดยอริสติลลัสราว 300 ปีก่อนคริสตกาล โดยได้รับความช่วยเหลือจากทิโมคาริส [ ^{11 ] แค}ตตาล็อกดาวของฮิปปาร์คัส (ศตวรรษที่ 2 ก่อนคริสตกาล) ประกอบด้วยดาว 1,020 ดวง และถูกนำมาใช้ในการรวบรวมแคตตาล็อกดาวของปโตเลมี^{[ 12 ]} ฮิปปาร์คัสเป็นที่รู้จักจากการค้นพบ โนวา (ดาวดวงใหม่) ดวง แรกที่บันทึกไว้^{[ 13 ]}กลุ่มดาวและชื่อดาวหลายชื่อที่ใช้ในปัจจุบันมาจากดาราศาสตร์กรีก

แม้ว่าท้องฟ้าจะดูเหมือนไม่เปลี่ยนแปลง แต่นักดาราศาสตร์ชาวจีนก็ตระหนักว่าดาวดวงใหม่สามารถปรากฏขึ้นได้^{[ 14 ]}ในปี ค.ศ. 185 พวกเขาเป็นกลุ่มแรกที่สังเกตและเขียนเกี่ยวกับซูเปอร์โนวาซึ่งปัจจุบันรู้จักกันในชื่อSN 185 [ ^{15 ] เหตุการณ์}ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในประวัติศาสตร์ที่บันทึกไว้คือ ซูเปอร์โนวา SN 1006ซึ่งถูกสังเกตในปี ค.ศ. 1006 และเขียนถึงโดยนักดาราศาสตร์ชาวอียิปต์อาลี อิบนุ ริดวันและนักดาราศาสตร์ชาวจีนหลายคน^{[ 16 ]}ซู เปอร์โนวา SN 1054ซึ่งให้กำเนิดเนบิวลาปูก็ถูกสังเกตโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและชาวอิสลามเช่นกัน^{[ 17 ] [ 18 ] [ 19 ]}

นักดาราศาสตร์อิสลามในยุคกลางได้ตั้งชื่อดาวฤกษ์หลายดวงเป็นภาษาอาหรับซึ่งยังคงใช้กันอยู่ในปัจจุบัน และพวกเขายังได้ประดิษฐ์เครื่องมือทางดาราศาสตร์ จำนวนมาก ที่สามารถคำนวณตำแหน่งของดาวฤกษ์ได้ พวกเขาสร้างสถาบันวิจัยหอดูดาว ขนาดใหญ่แห่งแรกขึ้น โดยส่วนใหญ่เพื่อจัดทำ แคตตาล็อกดาวฤกษ์Zij ^{[ 20 ]}ในบรรดาสิ่งเหล่านี้หนังสือดาวฤกษ์คงที่ (964) เขียนโดยนักดาราศาสตร์ ชาว เปอร์เซียAbd al-Rahman al-Sufi ซึ่งได้สังเกตดาวฤกษ์ กระจุกดาว (รวมถึง กระจุกดาว Omicron VelorumและBrocchi ) และกาแล็กซี (รวมถึงกาแล็กซีแอนโดรเมดา ) จำนวนมาก^{[ 21 ]}ตามที่ A. Zahoor กล่าว ในศตวรรษที่ 11 นักปราชญ์ชาว เปอร์เซีย Abu Rayhan Biruniได้อธิบาย กาแล็กซี ทางช้างเผือกว่าเป็นเศษชิ้นส่วนจำนวนมากที่มีคุณสมบัติของ ดาว เนบิวลาและให้ละติจูดของดาวฤกษ์ต่างๆ ในระหว่างจันทรุปราคาในปี 1019 ^{[ 22 ]}

ตามที่ Josep Puig กล่าวนักดาราศาสตร์ชาวอันดาลูเซียIbn Bajjahเสนอว่าทางช้างเผือกประกอบด้วยดาวฤกษ์จำนวนมากที่เกือบจะสัมผัสกันและปรากฏเป็นภาพต่อเนื่องเนื่องจากผลของการหักเหจากวัสดุใต้ดวงจันทร์ โดยอ้างถึงการสังเกตการณ์การเรียงตัวกันของดาวพฤหัสบดีและดาวอังคารในปี 1106/1107 เป็นหลักฐาน^{[ 23 ]} นักดาราศาสตร์ชาวยุโรปยุคแรก เช่นTycho Braheได้ระบุถึงดาวฤกษ์ดวงใหม่ในท้องฟ้ายามค่ำคืน (ต่อมาเรียกว่าnovae ) ซึ่งบ่งชี้ว่าท้องฟ้าไม่ได้คงที่ ในปี ค.ศ. 1584 จิออร์ดาโน บรูโนเสนอว่าดวงดาวมีลักษณะคล้ายดวงอาทิตย์ และอาจมีดาวเคราะห์ดวงอื่น ๆโคจรรอบ ๆ ซึ่งอาจมีลักษณะคล้ายโลกด้วย^{[ 24 ]}ซึ่งเป็นแนวคิดที่นักปรัชญากรีก โบราณอย่าง เดโมคริตุสและเอปิคูรัส เคยเสนอไว้ก่อนหน้านี้ ^{[ 25 ]}และนักจักรวาลวิทยาอิสลามในยุคกลาง^{[ 26 ]}เช่นฟัคร อัล-ดิน อัล-ราซี [ ^{27 ] ใน}ศตวรรษต่อมา แนวคิดที่ว่าดวงดาวมีลักษณะเหมือนกับดวงอาทิตย์เริ่มเป็นที่ยอมรับในหมู่นักดาราศาสตร์ เพื่ออธิบายว่าทำไมดวงดาวเหล่านี้จึงไม่มีแรงดึงดูดสุทธิต่อระบบสุริยะไอแซค นิวตันจึงเสนอว่าดวงดาวกระจายตัวอย่างเท่า ๆ กันในทุกทิศทาง ซึ่งเป็นแนวคิดที่ได้รับแรงบันดาลใจจากนักศาสนศาสตร์ริชาร์ด เบนท์ลีย์^{[ 28 ]}

นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลีGeminiano Montanariบันทึกการสังเกตการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาวAlgolในปี 1667 Edmond Halleyตีพิมพ์การวัดการเคลื่อนที่เฉพาะที่ ครั้งแรก ของดาวคู่หนึ่งที่อยู่ใกล้เคียงซึ่ง "คงที่" โดยแสดงให้เห็นว่าตำแหน่งของดาวทั้งสองได้เปลี่ยนไปตั้งแต่สมัย นักดาราศาสตร์ ชาวกรีก โบราณ อย่าง Ptolemy และ Hipparchus ^{[ 24 ]}

วิลเลียม เฮอร์เชลเป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่พยายามกำหนดการกระจายตัวของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า ในช่วงทศวรรษ 1780 เขาได้สร้างเครื่องวัดชุดหนึ่งใน 600 ทิศทาง และนับจำนวนดาวที่สังเกตเห็นตามแนวสายตาแต่ละเส้น จากนั้นเขาสรุปได้ว่าจำนวนดาวฤกษ์เพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องไปทางด้านหนึ่งของท้องฟ้า ในทิศทางของแกนกลาง ทางช้างเผือก ลูกชายของเขา จอห์น เฮอร์เชลได้ทำการศึกษาซ้ำในซีกโลกใต้และพบว่ามีการเพิ่มขึ้นที่สอดคล้องกันในทิศทางเดียวกัน^{[ 29 ]}นอกเหนือจากความสำเร็จอื่นๆ ของเขาแล้ว วิลเลียม เฮอร์เชล ยังเป็นที่รู้จักจากการค้นพบว่าดาวฤกษ์บางดวงไม่ได้อยู่เพียงแค่ตามแนวสายตาเดียวกันเท่านั้น แต่ยังเป็นคู่กันทางกายภาพที่ก่อตัวเป็นระบบดาวคู่^{[ 30 ]}

วิทยาศาสตร์ด้านสเปกโทรสโกปีของดาวฤกษ์ได้รับการบุกเบิกโดยโจเซฟ ฟอน ฟราวน์โฮเฟอร์และแองเจ โล เซคคี โดยการเปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวฤกษ์ เช่นดาวซิริอุสกับดวงอาทิตย์ พวกเขาพบความแตกต่างในความแรงและจำนวนของเส้นดูดกลืนซึ่งเป็นเส้นมืดในสเปกตรัมของดาวฤกษ์ที่เกิดจากการดูดกลืนความถี่เฉพาะของชั้นบรรยากาศ ในปี ค.ศ. 1865 เซคคีเริ่มจำแนกดาวฤกษ์ออกเป็นประเภทสเปกตรัม^{[ 31 ]}เวอร์ชันที่ทันสมัยของแผนการจำแนกประเภทดาวฤกษ์ได้รับการพัฒนาโดยแอนนี่ เจ. แคนนอนในช่วงต้นทศวรรษ ค.ศ. 1900 ^{[ 32 ]}

การวัดระยะทางโดยตรงครั้งแรกไปยังดาวฤกษ์ ( 61 Cygniที่ 11.4 ปีแสง ) เกิดขึ้นในปี 1838 โดยFriedrich Besselโดยใช้ เทคนิค พาราแลกซ์การวัดพาราแลกซ์แสดงให้เห็นถึงระยะห่างอันมากของดวงดาวบนท้องฟ้า^{[ 24 ]}การสังเกตดาวคู่มีความสำคัญมากขึ้นในช่วงศตวรรษที่ 19 ในปี 1834 Friedrich Bessel สังเกตการเปลี่ยนแปลงในการเคลื่อนที่เฉพาะของดาว Sirius และอนุมานว่ามีดาวคู่ที่ซ่อนอยู่Edward Pickering ค้นพบ ดาวคู่แบบสเปกโทรสโคปิกดวงแรกในปี 1899 เมื่อเขาสังเกตการแยกตัวเป็นระยะของเส้นสเปกตรัมของดาวMizarในช่วงเวลา 104 วัน การสังเกตโดยละเอียดของระบบดาวคู่หลายระบบถูกรวบรวมโดยนักดาราศาสตร์เช่นFriedrich Georg Wilhelm von StruveและSW Burnhamทำให้สามารถกำหนดมวลของดาวฤกษ์ได้จากการคำนวณองค์ประกอบวงโคจร วิธีแก้ปัญหาแรกในการหาค่าวงโคจรของดาวคู่จากข้อมูลจากการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์นั้น คิดค้นโดยเฟลิกซ์ ซาวารีในปี พ.ศ. 2460 ^{[ 33 ]}

ศตวรรษที่ 20 ได้เห็นความก้าวหน้าอย่างรวดเร็วมากขึ้นในการศึกษาทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับดวงดาว ภาพถ่ายกลายเป็นเครื่องมือทางดาราศาสตร์ที่มีค่าคาร์ล ชวาร์ซชิลด์ค้นพบว่าสีของดาวฤกษ์และอุณหภูมิของดาวฤกษ์นั้นสามารถกำหนดได้โดยการเปรียบเทียบความสว่างที่มองเห็น ได้ กับความสว่างที่วัดได้จากภาพถ่ายการพัฒนาเครื่องวัด ความสว่างแบบ โฟโตอิเล็ก ทริก ทำให้สามารถวัดความสว่างได้อย่างแม่นยำในช่วงความยาวคลื่นหลายช่วง ในปี พ.ศ. 2464 อัลเบิร์ต เอ. มิเชลสันได้ทำการวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์เป็นครั้งแรกโดยใช้อินเตอร์เฟอโรเมตรบนกล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์ที่หอดูดาวเมาท์วิลสัน^{[ 34 ]}

งานทางทฤษฎีที่สำคัญเกี่ยวกับโครงสร้างทางกายภาพของดาวฤกษ์เกิดขึ้นในช่วงทศวรรษแรกของศตวรรษที่ 20 ในปี 1913 แผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์ได้รับการพัฒนาขึ้น ซึ่งผลักดันการศึกษาทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ของดาวฤกษ์แบบจำลอง ที่ประสบความสำเร็จ ได้รับการพัฒนาขึ้นเพื่ออธิบายโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์และวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เซซิเลีย เพย์น-กาโปชกินเป็นคนแรกที่เสนอว่าดาวฤกษ์ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นหลักในวิทยานิพนธ์ปริญญาเอกของเธอในปี 1925 ^{[ 35 ]}สเปกตรัมของดาวฤกษ์ได้รับการทำความเข้าใจมากขึ้นผ่านความก้าวหน้าในฟิสิกส์ควอนตัมซึ่งทำให้สามารถกำหนดองค์ประกอบทางเคมีของชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ได้^{[ 36 ]}

ยกเว้นเหตุการณ์ที่หายาก เช่น ซูเปอร์โนวาและซูเปอร์โนวาปลอมดาวฤกษ์แต่ละดวงส่วนใหญ่ได้รับการสังเกตในกลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่น^{[ 37 ]}และโดยเฉพาะอย่างยิ่งในส่วนที่มองเห็นได้ของทางช้างเผือก (ดังที่แสดงโดยแคตตาล็อกดาวโดยละเอียดที่มีให้สำหรับกาแล็กซีทางช้างเผือก) และดาวบริวาร^{[ 38 ]}ดาวฤกษ์แต่ละดวง เช่น ดาวแปรแสงเซเฟอิด ได้รับการสังเกตในกาแล็กซีM87 ^{[ 39 ]}และM100ของกระจุกดาวเวอร์โก [ ^{40 ]}เช่นเดียวกับดาวฤกษ์สว่างในกาแล็กซีใกล้เคียงอื่นๆ อีกบางแห่ง^{[ 41 ]}ด้วยความช่วยเหลือของเลนส์ความโน้มถ่วงดาวฤกษ์ดวงเดียว (ชื่ออิคารัส ) ได้รับการสังเกตที่ ^ระยะ 9 พันล้านปีแสง^{[ 42 ] [ 43 ]}

แนวคิดเรื่องกลุ่มดาวเป็นที่รู้จักกันมาตั้งแต่ สมัย บาบิโลนผู้สังเกตการณ์ท้องฟ้าโบราณจินตนาการว่าการเรียงตัวที่โดดเด่นของดวงดาวก่อให้เกิดรูปแบบ และพวกเขาเชื่อมโยงสิ่งเหล่านี้กับลักษณะเฉพาะของธรรมชาติหรือตำนานของพวกเขา การก่อตัวเหล่านี้ 12 รูปแบบวางตัวอยู่ตามแนวสุริยวิถีและสิ่งเหล่านี้กลายเป็นพื้นฐานของโหราศาสตร์ [ ^{44 ]}ดาวฤกษ์ที่โดดเด่นหลายดวงได้รับชื่อ โดยเฉพาะอย่างยิ่งด้วยชื่อ ^ภาษาอาหรับหรือละติน

นอกจากกลุ่มดาวบางกลุ่มและดวงอาทิตย์แล้ว ดาวแต่ละดวงยังมีตำนาน ของตัวเอง อีก ด้วย ^{[ 45 ]}สำหรับชาวกรีกโบราณ "ดาว" บางดวงที่รู้จักกันในชื่อดาวเคราะห์ (ภาษากรีก πλανήτης (planētēs) หมายถึง "ผู้พเนจร") เป็นตัวแทนของเทพเจ้าสำคัญต่างๆ ซึ่งชื่อของดาวเคราะห์เมอร์คิวรี วีนัสดาวอังคารดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์มาจาก เทพเจ้าเหล่า นี้^{[ 45 ]} ( ยูเรนัสและเนปจูนเป็น เทพเจ้า ของกรีกและโรมันแต่ดาวเคราะห์ทั้งสองดวงนี้ไม่เป็นที่รู้จักในสมัยโบราณเนื่องจากความสว่างต่ำ ชื่อของพวกมันถูกกำหนดโดยนักดาราศาสตร์ในภายหลัง)

ประมาณปี ค.ศ. 1600 ชื่อของกลุ่มดาวถูกนำมาใช้ตั้งชื่อดาวฤกษ์ในบริเวณท้องฟ้าที่สอดคล้องกัน นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมันโยฮันน์ บาเยอร์ได้สร้างแผนที่ดาวหลายชุดและใช้อักษรกรีกเป็นตัวกำหนดดาวฤกษ์ในแต่ละกลุ่มดาว ต่อมาได้มีการคิดค้นระบบการกำหนดหมายเลขโดยอิงจากไรต์แอสเซนชันของดาวฤกษ์และเพิ่มเข้าไปในแคต ตาล็อกดาวฤกษ์ของ จอห์น แฟลมสตีดในหนังสือ"Historia coelestis Britannica" (ฉบับปี ค.ศ. 1712) ซึ่งระบบการกำหนดหมายเลขนี้จึงถูกเรียกว่าการกำหนดหมายเลขแฟลมสตีดหรือการกำหนดหมายเลขแฟลมสตีด^{[ 46 ] [ 47 ]}

หน่วยงานที่เป็นที่ยอมรับในระดับสากลสำหรับการตั้งชื่อวัตถุบนท้องฟ้าคือสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) ^{[ 48 ]}สหพันธ์ดาราศาสตร์สากลดูแลกลุ่มทำงานด้านชื่อดาว (WGSN) ^{[ 49 ]}ซึ่งจัดทำแคตตาล็อกและกำหนดมาตรฐานชื่อเฉพาะสำหรับดาว^{[ 50 ]}บริษัทเอกชนหลายแห่งขายชื่อดาวที่ไม่ได้รับการยอมรับจาก IAU นักดาราศาสตร์มืออาชีพ หรือชุมชนนักดาราศาสตร์สมัครเล่น^{[ 51 ]}หอสมุดแห่งชาติอังกฤษเรียกสิ่งนี้ว่าเป็นธุรกิจเชิงพาณิชย์ที่ไม่มีการควบคุม^{[ 52} ] ^{[ 53 ]และกรม}คุ้มครองผู้บริโภคและแรงงานแห่งนครนิวยอร์กได้ออกคำสั่งลงโทษบริษัทตั้งชื่อดาวแห่งหนึ่งฐานมีส่วนร่วมในการค้าหลอกลวง^{[ 54 ] [ 55 ]}

แม้ว่าพารามิเตอร์ของดาวฤกษ์จะสามารถแสดงได้ในหน่วย SIหรือหน่วยเกาส์เซียน แต่โดย ทั่วไปแล้วจะสะดวกกว่าที่จะแสดงมวลความสว่างและรัศมีในหน่วยของดวงอาทิตย์ โดยอิงจากลักษณะเฉพาะของดวงอาทิตย์ ในปี 2015 สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) ได้กำหนดชุด ค่าดวงอาทิตย์ โดยประมาณ (กำหนดเป็นค่าคงที่ SI โดยไม่มีความไม่แน่นอน) ซึ่งสามารถใช้สำหรับการอ้างอิงพารามิเตอร์ของดาวฤกษ์ได้:

ความสว่างของดวงอาทิตย์ตามชื่อเรียก	ล☉ =3.828 × 10 26  W [ 56 ]
รัศมีแสงอาทิตย์ตามกำหนด	' R ☉ =6.957 × 10 8  ม. [ 56 ]

มวลของดวงอาทิตย์M _☉ไม่ได้ถูกกำหนดไว้อย่างชัดเจนโดย IAU เนื่องจากมีความไม่แน่นอนสัมพัทธ์สูง (10 ⁻⁴ ) ของค่าคงที่แรงโน้มถ่วงของนิวตันGเนื่องจากผลคูณของค่าคงที่แรงโน้มถ่วงของนิวตันและมวลของดวงอาทิตย์รวมกัน ( G M _☉ ) ได้รับการกำหนดด้วยความแม่นยำที่มากขึ้น สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) จึงกำหนดพารามิเตอร์มวลของดวงอาทิตย์ ตามชื่อเรียก ดังนี้:

พารามิเตอร์มวลพลังงานแสงอาทิตย์ตามนาม:

จีเอ็ม☉ =1.327 1244 × 10 20  m 3 /s 2 [ 56 ]

สามารถนำค่ามวลของดวงอาทิตย์ตามชื่อเรียกมารวมกับค่าประมาณค่าคงที่ความโน้มถ่วงแบบนิวตัน Gที่ได้จาก CODATA ครั้งล่าสุด (ปี 2014) เพื่อหาค่ามวลของดวงอาทิตย์โดยประมาณได้1.9885 × 10³⁰  กิโลกรัม แม้ว่าค่าที่แน่นอนของความสว่าง รัศมี พารามิเตอร์มวล และมวล อาจเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยในอนาคตเนื่องจากความไม่แน่นอนในการสังเกตการณ์ แต่ค่าคงที่ที่กำหนดโดย IAU ในปี 2015 ^จะยังคงเป็นค่า SI เดิม เนื่องจากยังคงเป็นมาตรวัดที่มีประโยชน์สำหรับการอ้างอิงพารามิเตอร์ของดาวฤกษ์

ความยาวขนาดใหญ่ เช่น รัศมีของดาวฤกษ์ยักษ์หรือแกนกึ่งหลักของระบบดาวคู่ มักจะแสดงในหน่วยดาราศาสตร์ซึ่งโดยประมาณเท่ากับระยะทางเฉลี่ยระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ (150 ล้านกิโลเมตร หรือประมาณ 93 ล้านไมล์) ในปี 2555 IAU ได้กำหนดค่าคงที่ทางดาราศาสตร์ให้เป็นความยาวที่แน่นอนในหน่วยเมตร: 149,597,870,700 เมตร^{[ 56 ]}

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์มวลน้อย (วัฏจักรซ้าย) และดาวฤกษ์มวลมาก (วัฏจักรขวา) พร้อมตัวอย่างที่เป็นตัวเอียง

การเปรียบเทียบขนาด (รัศมีและมวล) ของดาวแคระแดงดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงินมวล มหาศาล และดาวยักษ์แดง

ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นจากบริเวณอวกาศที่มีความหนาแน่นของสสารสูงกว่า แต่บริเวณเหล่านั้นมีความหนาแน่นน้อยกว่าภายในห้องสุญญากาศบริเวณเหล่านี้—ที่รู้จักกันในชื่อเมฆโมเลกุล —ประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ โดยมีฮีเลียมประมาณ 23 ถึง 28 เปอร์เซ็นต์ และธาตุหนักอื่นๆ อีกไม่กี่เปอร์เซ็นต์ ตัวอย่างหนึ่งของบริเวณที่ก่อตัวดาวฤกษ์ดังกล่าวคือเนบิวลาโอไรออน^{[ 57 ]}ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ก่อตัวเป็นกลุ่มที่มีดาวฤกษ์หลายสิบถึงหลายแสนดวง^{[ 58 ]}ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ในกลุ่มเหล่านี้อาจส่องสว่างเมฆเหล่านั้นอย่างรุนแรง ทำให้ ไฮโดรเจนแตกตัวเป็นไอออน และสร้าง บริเวณ H IIผลกระทบย้อนกลับดังกล่าวจากการก่อตัวของดาวฤกษ์ อาจทำให้เมฆแตกตัวและป้องกันการก่อตัวของดาวฤกษ์ต่อไปในที่สุด^{[ 59 ]} ดาวฤกษ์ทุกดวงใช้เวลาส่วนใหญ่ในชีวิตของพวกมันเป็น ดาวฤกษ์ ลำดับหลักโดยได้รับพลังงานหลักจากการหลอมรวมนิวเคลียร์ของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมภายในแกนกลาง อย่างไรก็ตาม ดาวฤกษ์ที่มีมวลต่างกันจะมีคุณสมบัติที่แตกต่างกันอย่างเห็นได้ชัดในแต่ละช่วงของการพัฒนา ชะตากรรมสุดท้ายของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าจะแตกต่างจากดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า เช่นเดียวกับความสว่างและผลกระทบที่พวกมันมีต่อสภาพแวดล้อม ดังนั้น นักดาราศาสตร์จึงมักจัดกลุ่มดาวฤกษ์ตามมวลของพวกมัน: ^{[ 60 ]}

• ดาวฤกษ์มวลต่ำมากที่มีมวลต่ำกว่า 0.5  M☉จะมีการพาความร้อนอย่างสมบูรณ์และกระจายฮีเลียมอย่างสม่ำเสมอทั่วทั้งดาวในขณะที่อยู่ในลำดับหลัก ดังนั้นพวกมันจึงไม่เคยเกิดการเผาไหม้เปลือกและไม่เคยกลายเป็น_ดาวยักษ์แดงหลังจากใช้ไฮโดรเจนหมดแล้ว พวกมันจะกลายเป็นดาวแคระขาวฮีเลียมและค่อยๆ เย็นลง^{[ 61 ]}เนื่องจากอายุขัยของดาวฤกษ์ 0.5  M☉ยาวนานกว่าอายุของจักรวาล_จึงยังไม่มีดาวฤกษ์ดังกล่าวไปถึงขั้นดาวแคระขาว
• ดาวฤกษ์มวลน้อย₍รวมถึงดวงอาทิตย์) ที่มีมวลระหว่าง 0.5  M☉ _ถึง ~2.25  M☉ขึ้นอยู่กับองค์ประกอบ จะกลายเป็นดาวยักษ์แดงเมื่อไฮโดรเจนในแกนกลางหมดไปและเริ่มเผาไหม้ฮีเลียมในแกนกลางด้วยการระเบิดฮีเลียมพวกมันจะพัฒนาแกนคาร์บอน-ออกซิเจนที่เสื่อมสภาพในภายหลังบนกิ่งยักษ์เชิงเส้นกำกับในที่สุดพวกมันจะระเบิดเปลือกนอกออกเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์และทิ้งแกนกลางไว้ในรูปของดาวแคระขาว^{[ 62 ] [ 63 ]}
• ดาวฤกษ์มวลปานกลางระหว่าง ~2.25  M☉และ ~8  _M☉ จะผ่านขั้นตอนวิวัฒนาการที่คล้ายกับดาวฤกษ์มวลน้อย แต่หลังจากช่วงเวลาสั้นๆ บน_กิ่งดาวยักษ์แดงพวกมันจะจุดไฟฮีเลียมโดยไม่มีแสงวาบ และใช้เวลาช่วงหนึ่งในกระจุกดาวแดง เป็นเวลานาน ก่อนที่จะก่อตัวเป็นแกนคาร์บอน-ออกซิเจนที่เสื่อมสภาพ^{[ 62 ] [ 63 ]}
• ^โดย ทั่วไปแล้ว ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะมีมวลขั้นต่ำประมาณ 8  M☉ ^[ 64 ^] _{หลังจาก ใช้}ไฮโดรเจนที่แกนกลางจนหมด ดาวฤกษ์เหล่านี้จะกลายเป็นดาวยักษ์ และ หลอมรวม ธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม ต่อไปหลายดวงจบชีวิตลงเมื่อแกนกลางยุบตัวลงและระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา^{[ 62 ] [ 65 ]}

ภาพจำลองการกำเนิดของดาวฤกษ์ภายในกลุ่มเมฆโมเลกุล หนาแน่น โดยศิลปินเป็นผู้จินตนาการขึ้น

กลุ่มดาวฤกษ์อายุน้อยประมาณ 500 ดวง ตั้งอยู่ในบริเวณแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์W40 ที่อยู่ใกล้เคียง

การก่อตัวของดาวฤกษ์เริ่มต้นด้วยความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงภายในเมฆโมเลกุล ซึ่งเกิดจากบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงกว่า—มักถูกกระตุ้นโดยการบีบอัดเมฆด้วยรังสีจากดาวฤกษ์มวลมาก ฟองอากาศที่ขยายตัวในตัวกลางระหว่างดาว การชนกันของเมฆโมเลกุลที่แตกต่างกัน หรือการชนกันของกาแล็กซี (เช่นในกาแล็กซีที่เกิดดาวฤกษ์ระเบิด ) ^{[ 66 ] [ 67 ]}เมื่อบริเวณใดบริเวณหนึ่งมีความหนาแน่นของสสารมากพอที่จะตรงตามเกณฑ์ความไม่เสถียรของ Jeansมันจะเริ่มยุบตัวลงภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเอง^{[ 68 ]}

เมื่อเมฆยุบตัวลง กลุ่มก้อนของฝุ่นและก๊าซหนาแน่นแต่ละกลุ่มจะก่อตัวเป็น " ก้อนโบก " เมื่อก้อนยุบตัวลงและความหนาแน่นเพิ่มขึ้น พลังงานโน้มถ่วงจะเปลี่ยนเป็นความร้อนและอุณหภูมิจะสูงขึ้น เมื่อเมฆโปรโตสเตลลาร์ถึงสภาวะสมดุลอุทกสถิตที่เสถียร โดยประมาณแล้ว โปรโตสตาร์จะก่อตัวขึ้นที่แกนกลาง^{[ 69 ]}ดาวฤกษ์ก่อนลำดับหลักเหล่านี้มักจะถูกล้อมรอบด้วยจานโปรโตแพลนเทรีและได้รับพลังงานหลักจากการแปลงพลังงานโน้มถ่วง ระยะเวลาของการหดตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงกินเวลาประมาณ 10 ล้านปีสำหรับดาวฤกษ์เช่นดวงอาทิตย์ จนถึง 100 ล้านปีสำหรับดาวแคระแดง^{[ 70 ]}

ดาวฤกษ์ในช่วงแรกที่มีมวลน้อยกว่า 2  M☉เรียกว่าดาวฤกษ์ T Tauri _ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่านั้นเรียกว่าดาวฤกษ์ Herbig Ae/Beดาวฤกษ์ที่เพิ่งก่อตัวขึ้นเหล่านี้จะปล่อยเจ็ตแก๊สออกมาตามแกนการหมุน ซึ่งอาจลดโมเมนตัมเชิงมุมของดาวฤกษ์ที่กำลังยุบตัวลงและส่งผลให้เกิดกลุ่มเนบิวลาขนาดเล็กที่เรียกว่า วัตถุ Herbig –Haro ^{[ 71 ] [ 72 ]} เจ็ตเหล่านี้ร่วมกับรังสีจากดาวฤกษ์มวลมากที่อยู่ใกล้เคียง อาจช่วยขับไล่เมฆโดยรอบที่ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น^{[ 73 ]}

ในช่วงเริ่มต้นของการพัฒนา ดาวฤกษ์ T Tauri จะเคลื่อนที่ตามเส้นทาง Hayashiกล่าวคือ พวกมันจะหดตัวและความสว่างลดลงในขณะที่อุณหภูมิยังคงใกล้เคียงเดิม ดาวฤกษ์ T Tauri ที่มีมวลน้อยกว่าจะเคลื่อนที่ตามเส้นทางนี้ไปยังลำดับหลัก ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าจะเคลื่อนที่ไปตามเส้นทางHenyey ^{[ 74 ]}

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ที่สังเกตพบว่าเป็นสมาชิกของระบบดาวคู่ และคุณสมบัติของดาวคู่เหล่านั้นเป็นผลมาจากเงื่อนไขที่พวกมันก่อตัวขึ้น^{[ 75 ]}เมฆก๊าซต้องสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมเพื่อที่จะยุบตัวและก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ การแตกตัวของเมฆเป็นดาวฤกษ์หลายดวงจะกระจายโมเมนตัมเชิงมุมบางส่วนออกไป ดาวคู่ดั้งเดิมจะถ่ายโอนโมเมนตัมเชิงมุมบางส่วนโดยปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงระหว่างการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดกับดาวฤกษ์ดวงอื่นในกระจุกดาวอายุน้อย ปฏิสัมพันธ์เหล่านี้มีแนวโน้มที่จะแยกดาวคู่ที่อยู่ห่างกันมากขึ้น (อ่อน) ออกจากกัน ในขณะที่ทำให้ดาวคู่ที่แข็งยึดเหนี่ยวกันแน่นขึ้น ซึ่งทำให้เกิดการแยกดาวคู่เป็นสองกลุ่มการกระจายตัวที่สังเกตได้^{[ 76 ]}

ดาวฤกษ์ใช้เวลาประมาณ 90% ของช่วงชีวิตในการหลอมรวมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมในปฏิกิริยาที่มีอุณหภูมิและความดันสูงในแกนกลาง ดาวฤกษ์ดังกล่าวเรียกว่าอยู่ในลำดับหลักและเรียกว่าดาวแคระ เมื่อเริ่มเข้าสู่ลำดับหลักตั้งแต่อายุศูนย์ สัดส่วนของฮีเลียมในแกนกลางของดาวฤกษ์จะเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง อัตราการหลอมรวมนิวเคลียร์ที่แกนกลางจะเพิ่มขึ้นอย่างช้าๆ เช่นเดียวกับอุณหภูมิและความสว่างของดาวฤกษ์^{[ 77 ]} ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์คาดว่ามีความสว่างเพิ่มขึ้นประมาณ 40% นับตั้งแต่เข้าสู่ลำดับหลักเมื่อ 4.6 พันล้านปีก่อน4.6 × 10 ⁹ปีที่แล้ว^{[ 78 ]}

ดาวฤกษ์ทุกดวงสร้างลมดาวฤกษ์ซึ่งประกอบด้วยอนุภาคต่างๆ ทำให้เกิดการไหลออกของก๊าซสู่ห้วงอวกาศอย่างต่อเนื่อง สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ มวลที่สูญเสียไปนั้นน้อยมากจนแทบไม่มีนัยสำคัญ แต่ดวงอาทิตย์สูญเสียมวลไปมาก10 ⁻¹⁴  M _☉ทุกปี^{[ 79 ]}หรือประมาณ 0.01% ของมวลทั้งหมดตลอดอายุขัย อย่างไรก็ตาม ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากอาจสูญเสีย10 ⁻⁷ถึง10 ⁻⁵  M _☉ในแต่ละปี ซึ่งส่งผลกระทบอย่างมากต่อวิวัฒนาการของพวกมัน^{[ 80 ]}ดาวฤกษ์ที่เริ่มต้นด้วยมวลมากกว่า 50  M _☉สามารถสูญเสียมวลรวมไปมากกว่าครึ่งหนึ่งในขณะที่อยู่บนลำดับหลัก^{[ 81 ]}

ระยะเวลาที่ดาวฤกษ์อยู่ในลำดับหลักนั้นขึ้นอยู่กับปริมาณเชื้อเพลิงและอัตราการหลอมรวมเชื้อเพลิงเป็นหลัก คาดว่าดวงอาทิตย์จะมีอายุยืนยาวประมาณ 10 พันล้านปี (10 ¹⁰ ) ปี ดาวฤกษ์มวลมากใช้เชื้อเพลิงอย่างรวดเร็วและมีอายุสั้น ดาวฤกษ์มวลน้อยใช้เชื้อเพลิงอย่างช้ามาก ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 0.25  _M☉ เรียกว่าดาวแคระแดงสามารถหลอมรวมมวลได้เกือบทั้งหมด ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีมวลประมาณ 1  M☉สามารถหลอมรวมมวลได้เพียงประมาณ 10% เท่านั้น การที่ดาวฤกษ์มวลน้อยใช้เชื้อเพลิงช้าและมีเชื้อเพลิงที่ใช้ได้ค่อนข้างมาก ทำให้ดาวฤกษ์มวลน้อยมีอายุยืนยาวได้ประมาณหนึ่งล้านล้าน ( 1 10 ) _ปี10 × 10 ¹²ปี; ที่สุดขั้วที่ 0.08  M _☉จะมีอายุยืนยาวประมาณ 12 ล้านล้านปี ดาวแคระแดงจะร้อนขึ้นและสว่างขึ้นเมื่อสะสมฮีเลียม เมื่อไฮโดรเจนหมดลงในที่สุด พวกมันจะหดตัวกลายเป็นดาวแคระขาวและอุณหภูมิลดลง^{[ 61 ]}เนื่องจากอายุขัยของดาวฤกษ์ดังกล่าวมากกว่าอายุของจักรวาลในปัจจุบัน (13.8 พันล้านปี) จึงไม่  คาดว่าจะมี ดาวฤกษ์ใดที่มีมวลต่ำกว่าประมาณ 0.85 M _☉ ^{[ 82 ] เคลื่อนออกจากลำดับหลัก}

นอกจากมวลแล้ว ธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมยังมีบทบาทสำคัญในการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ นักดาราศาสตร์เรียกธาตุทั้งหมดที่หนักกว่าฮีเลียมว่า "โลหะ" และเรียกความเข้มข้น ทางเคมี ของธาตุเหล่านี้ในดาวฤกษ์ว่า " ความ เป็นโลหะ " ความเป็นโลหะของดาวฤกษ์สามารถส่งผลต่อระยะเวลาที่ดาวฤกษ์ใช้ในการเผาไหม้เชื้อเพลิง และควบคุมการก่อตัวของสนามแม่เหล็ก^{[ 83 ]}ซึ่งส่งผลต่อความแรงของลมดาวฤกษ์^{[ 84 ]} ดาวฤกษ์ ประเภท II ที่มีอายุมากกว่าจะมีค่าความเป็นโลหะน้อยกว่าดาวฤกษ์ประเภท I ที่มีอายุน้อยกว่าอย่างมาก เนื่องจากองค์ประกอบของเมฆโมเลกุลที่พวกมันก่อตัวขึ้น เมื่อเวลาผ่านไป เมฆดังกล่าวจะอุดมไปด้วยธาตุที่หนักกว่ามากขึ้นเรื่อยๆ เมื่อดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าตายลงและปล่อยชั้นบรรยากาศ บางส่วนออก มา^{[ 85 ]}

_{เมื่อดาวฤกษ์ที่มี มวล}อย่างน้อย 0.4  M☉ ^{[ 86 ]}ใช้ไฮโดรเจนที่แกนกลางหมด ดาวฤกษ์จะเริ่มหลอมรวมไฮโดรเจนในชั้นที่ล้อมรอบแกนฮีเลียม ชั้นนอกของดาวฤกษ์จะขยายตัวและเย็นลงอย่างมากเมื่อเปลี่ยนไปเป็นดาวยักษ์แดงในบางกรณี ดาวฤกษ์จะหลอมรวมธาตุ ที่หนักกว่า ที่แกนกลางหรือในชั้นรอบแกนกลาง เมื่อดาวฤกษ์ขยายตัว พวกมันจะปล่อยมวลส่วนหนึ่งที่อุดมไปด้วยธาตุที่หนักกว่าเหล่านั้นออกไปสู่สภาพแวดล้อมระหว่างดาวฤกษ์ เพื่อนำกลับมาใช้ใหม่ในภายหลังเป็นดาวฤกษ์ดวงใหม่^{[ 87 ]}ในอีกประมาณ 5 พันล้านปีข้างหน้า เมื่อดวงอาทิตย์เข้าสู่ระยะการเผาไหม้ฮีเลียม มันจะขยายตัวจนมีรัศมีสูงสุดประมาณ 1 หน่วยดาราศาสตร์ (150 ล้านกิโลเมตร) ซึ่งใหญ่กว่าขนาดปัจจุบันถึง 250 เท่า และสูญเสียมวลปัจจุบันไป 30% ^{[ 78 ] [ 88 ]}

เมื่อเปลือกเผาไหม้ไฮโดรเจนผลิตฮีเลียมมากขึ้น แกนกลางก็จะมีมวลและอุณหภูมิเพิ่มขึ้น ในดาวยักษ์แดงที่มีมวลมากถึง 2.25  _M☉ มวลของแกนฮีเลียมจะกลายเป็นภาวะเสื่อมสภาพก่อนที่จะเกิดการหลอมรวมฮีเลียมในที่สุด เมื่ออุณหภูมิเพิ่มขึ้นมากพอ การหลอมรวมฮีเลียมในแกนกลางก็จะเริ่มต้นขึ้นอย่างรุนแรงในสิ่งที่เรียกว่าแสงวาบฮีเลียมและดาวฤกษ์จะหดตัวลงอย่างรวดเร็วในรัศมี เพิ่มอุณหภูมิพื้นผิว และเคลื่อนไปยังกิ่งแนวนอนของแผนภาพ HR สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า การหลอมรวมฮีเลียมในแกนกลางจะเริ่มต้นก่อนที่แกนกลางจะกลายเป็นภาวะเสื่อมสภาพ และดาวฤกษ์จะใช้เวลาอยู่ในกระจุกสีแดงเผาไหม้ฮีเลียมอย่างช้าๆ ก่อนที่เปลือกการพาความร้อนภายนอกจะยุบตัวลง และดาวฤกษ์ก็จะเคลื่อนไปยังกิ่งแนวนอน^{[ 89 ]}

หลังจากที่ดาวฤกษ์หลอมรวมฮีเลียมในแกนกลางแล้ว มันจะเริ่มหลอมรวมฮีเลียมตามเปลือกที่ล้อมรอบแกนคาร์บอนร้อน ดาวฤกษ์จะดำเนินไปตามเส้นทางการวิวัฒนาการที่เรียกว่ากิ่งยักษ์เชิงเส้นกำกับ (AGB) ซึ่งขนานไปกับระยะยักษ์แดงที่กล่าวถึงไปแล้ว แต่มีความสว่างมากกว่า ดาวฤกษ์ AGB ที่มีมวลมากอาจผ่านช่วงเวลาสั้นๆ ของการหลอมรวมคาร์บอนก่อนที่แกนกลางจะเสื่อมสภาพ ในช่วงระยะ AGB ดาวฤกษ์จะเกิดการเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิอย่างรวดเร็วเนื่องจากความไม่เสถียรในแกนกลางของดาว ในช่วงการเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิเหล่านี้ ความสว่างของดาวฤกษ์จะแปรผันและสสารจะถูกขับออกจากชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ ซึ่งในที่สุดจะก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ มวลของดาวฤกษ์อาจถูกขับออกไปได้มากถึง 50 ถึง 70% ใน กระบวนการ สูญเสียมวล นี้ เนื่องจากพลังงานที่ถ่ายเทในดาวฤกษ์ AGB ส่วนใหญ่เกิดจากการพาความร้อนวัสดุที่ถูกขับออกมานี้จึงอุดมไปด้วยผลิตภัณฑ์จากการหลอมรวมที่ถูกดึงขึ้นมาจากแกนกลาง ดังนั้น เนบิวลาดาวเคราะห์จึงอุดมไปด้วยธาตุต่างๆ เช่น คาร์บอนและออกซิเจน ในที่สุด เนบิวลาดาวเคราะห์ก็จะกระจายตัวออกไป ทำให้สสารระหว่างดาวทั่วไปอุดมสมบูรณ์ขึ้น^{[ 90 ]}ดังนั้น ดาวรุ่นต่อๆ ไปจึงประกอบขึ้นจาก "สสารดาว" จากดาวในอดีต^{[ 91 ]}

ในช่วงระยะการเผาไหม้ฮีเลียม ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะขยายตัวเพื่อก่อตัวเป็นดาวยักษ์สีน้ำเงิน ก่อน แล้วจึงกลายเป็นดาวยักษ์สีแดงโดยเฉพาะอย่างยิ่งดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก (เกิน 40 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เช่นอัลนิลัมดาวยักษ์สีน้ำเงินใจกลางกลุ่มดาวเข็มขัดโอไรออน ) ^{[ 92 ]}จะไม่กลายเป็นดาวยักษ์สีแดงเนื่องจากการสูญเสียมวลสูง^{[ 93 ]}แต่ดาวเหล่านี้อาจวิวัฒนาการไปเป็นดาววูล์ฟ-เรย์เยตซึ่งมีลักษณะเฉพาะคือสเปกตรัมที่เด่นด้วยเส้นการปล่อยของธาตุที่หนักกว่าไฮโดรเจน ซึ่งมาถึงพื้นผิวเนื่องจากการพาความร้อนที่รุนแรงและการสูญเสียมวลอย่างมาก หรือจากการลอกชั้นนอกออก^{[ 94 ]}

เมื่อฮีเลียมหมดลงที่แกนกลางของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ แกนกลางจะหดตัวลง และอุณหภูมิและความดันจะสูงขึ้นมากพอที่จะหลอมรวมคาร์บอน (ดูกระบวนการเผาไหม้คาร์บอน ) กระบวนการนี้ดำเนินต่อไป โดยแต่ละขั้นตอนจะได้รับเชื้อเพลิงจากนีออน (ดูกระบวนการเผาไหม้นีออน ) ออกซิเจน (ดูกระบวนการเผาไหม้ออกซิเจน ) และซิลิคอน (ดูกระบวนการเผาไหม้ซิลิคอน ) ใกล้ถึงจุดจบของชีวิตดาวฤกษ์ การหลอมรวมยังคงดำเนินต่อไปตามชั้นต่างๆ ภายในดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ แต่ละชั้นจะหลอมรวมธาตุที่แตกต่างกัน โดยชั้นนอกสุดจะหลอมรวมไฮโดรเจน ชั้นถัดไปจะหลอมรวมฮีเลียม และอื่นๆ ต่อไป^{[ 95 ]}

ขั้นตอนสุดท้ายเกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์ขนาดใหญ่เริ่มผลิตเหล็ก เนื่องจากนิวเคลียสของเหล็กยึดติดกัน แน่น กว่านิวเคลียสที่หนักกว่าใดๆ การหลอมรวมใดๆ นอกเหนือจากเหล็กจึงไม่ก่อให้เกิดการปลดปล่อยพลังงานสุทธิ^{[ 96 ]}

ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่บางดวง โดยเฉพาะดาวแปรแสงสีน้ำเงินสว่างจ้า มีความไม่เสถียรสูงมากจนถึงขั้นที่พวกมันจะปลดปล่อยมวลของตัวเองออกสู่ห้วงอวกาศอย่างรุนแรงในเหตุการณ์ที่เรียกว่าซูเปอร์โนวาปลอมซึ่งทำให้ดาวฤกษ์สว่างขึ้นอย่างมากในกระบวนการนั้นดาวอีตา คารินาเอเป็นที่รู้จักจากการเกิดเหตุการณ์ซูเปอร์โนวาปลอม หรือการระเบิดครั้งใหญ่ ในศตวรรษที่ 19

เมื่อแกนกลางของดาวฤกษ์หดตัวลง ความเข้มของรังสีจากพื้นผิวนั้นจะเพิ่มขึ้น ทำให้เกิดแรงดันรังสีต่อชั้นก๊าซด้านนอกจนผลักชั้นเหล่านั้นออกไป ก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ หากสิ่งที่เหลืออยู่หลังจากชั้นบรรยากาศด้านนอกหลุดออกไปมีมวลน้อยกว่าประมาณ 1.4  _M☉ มันจะหดตัวลงเป็นวัตถุขนาดเล็กมากประมาณขนาดโลก ซึ่งเรียกว่าดาวแคระขาวดาวแคระขาวขาดมวลที่จะเกิดการอัดตัวด้วยแรงโน้มถ่วงต่อไป^{[ 97 ]}สสารที่เสื่อมสภาพของอิเล็กตรอนภายในดาวแคระขาวจะไม่ใช่พลาสมาอีกต่อไป ในที่สุด ดาวแคระขาวจะค่อยๆ จางหายไปกลายเป็นดาวแคระดำในระยะเวลาอันยาวนานมาก^{[ 98 ]}

ในดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ ปฏิกิริยาฟิวชันจะดำเนินต่อไปจนกระทั่งแกนเหล็กมีขนาดใหญ่มาก (มากกว่า 1.4  M☉ ₎จนไม่สามารถรองรับมวลของตัวเองได้อีกต่อไป แกนนี้จะยุบตัวลงอย่างฉับพลันเมื่ออิเล็กตรอนถูกผลักเข้าไปในโปรตอน ก่อให้เกิดนิวตรอนนิวตริโนและรังสีแกมมาในการระเบิดของการจับอิเล็กตรอนและการสลายตัวแบบเบตาผกผันคลื่นกระแทกที่เกิดจากการยุบตัวอย่างฉับพลันนี้ทำให้ส่วนที่เหลือของดาวฤกษ์ระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา ซูเปอร์โนวาจะสว่างมากจนอาจส่องสว่างกว่ากาแล็กซีบ้านเกิดของดาวฤกษ์ทั้งหมดในช่วงเวลาสั้นๆ เมื่อเกิดขึ้นภายในทางช้างเผือก ซูเปอร์โนวาได้รับการสังเกตโดยผู้สังเกตการณ์ด้วยตาเปล่าในอดีตว่าเป็น "ดาวฤกษ์ดวงใหม่" ที่ดูเหมือนว่าจะไม่มีอยู่มาก่อน^{[ 99 ]}

การระเบิดซูเปอร์โนวาจะพัดเอาชั้นนอกของดาวฤกษ์ออกไป เหลือไว้เพียงเศษซากเช่น เนบิวลาปู^{[ 99 ]}แกนกลางจะถูกบีบอัดกลายเป็นดาวนิวตรอนซึ่งบางครั้งก็ปรากฏออกมาในรูปของพัลซาร์หรือแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ในกรณีของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่สุด เศษซากจะเป็นหลุมดำที่มีมวลมากกว่า 4  _M☉ [ ¹⁰⁰ ] ^ในดาวนิวตรอน สสารจะอยู่ในสถานะที่เรียกว่าสสารนิวตรอนเสื่อมสภาพโดยอาจมีสสารเสื่อมสภาพรูปแบบที่แปลกใหม่กว่าอย่าง^สสาร QCDอยู่ในแกนกลาง^{[ 101 ]}

ชั้นนอกที่ถูกพัดปลิวออกไปของดาวฤกษ์ที่กำลังจะตายประกอบด้วยธาตุหนัก ซึ่งอาจถูกนำกลับมาใช้ใหม่ในระหว่างการก่อตัวของดาวฤกษ์ดวงใหม่ ธาตุหนักเหล่านี้ช่วยให้เกิดการก่อตัวของดาวเคราะห์หิน การไหลออกจากซูเปอร์โนวาและลมดาวฤกษ์ของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่มีบทบาทสำคัญในการสร้างรูปร่างของสสารระหว่างดาว^{[ 99 ]}

วิวัฒนาการของ ดาวคู่อาจแตกต่างอย่างมีนัยสำคัญจากวิวัฒนาการของดาวเดี่ยวที่มีมวลเท่ากัน ตัวอย่างเช่น เมื่อดาวดวงใดดวงหนึ่งขยายตัวจนกลายเป็นดาวยักษ์แดง มันอาจล้นขอบเขตRoche lobeซึ่งเป็นบริเวณโดยรอบที่วัสดุถูกยึดเหนี่ยวด้วยแรงโน้มถ่วง หากดาวในระบบดาวคู่อยู่ใกล้กันมากพอ วัสดุบางส่วนอาจล้นไปยังดาวอีกดวงหนึ่ง ทำให้เกิดปรากฏการณ์ต่างๆ เช่นดาวคู่สัมผัสดาวคู่ซองร่วมดาวแปรแสงหายนะดาวสีน้ำเงิน^{[ 102 ]}และซูเปอร์โนวาประเภท Iaการถ่ายโอนมวลนำไปสู่กรณีต่างๆ เช่น ปรากฏการณ์Algol paradoxซึ่งดาวที่มีวิวัฒนาการมากที่สุดในระบบมีมวลน้อยที่สุด^{[ 103 ]}

วิวัฒนาการของระบบดาวคู่และระบบดาว ลำดับสูงกว่า ได้รับการวิจัยอย่างเข้มข้น เนื่องจากพบว่าดาวจำนวนมากเป็นสมาชิกของระบบดาวคู่ ดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์ประมาณครึ่งหนึ่ง และดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่านั้นอีกจำนวนมาก ก่อตัวขึ้นในระบบดาวคู่ และสิ่งนี้อาจส่งผลกระทบอย่างมากต่อปรากฏการณ์ต่างๆ เช่น โนวาและซูเปอร์โนวา การก่อตัวของดาวฤกษ์บางประเภท และการเพิ่มขึ้นของผลิตภัณฑ์นิวเคลียสสังเคราะห์ในอวกาศ^{[ 104 ]}

อิทธิพลของวิวัฒนาการของดาวคู่ต่อการก่อตัวของดาวฤกษ์มวลมากที่วิวัฒนาการแล้ว เช่นดาวแปรแสงสีน้ำเงินสว่างดาววูล์ฟ-เรย์เยต และดาวต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวาแบบยุบตัว ของแกนบางประเภท ยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ ดาวฤกษ์มวลมากเดี่ยวอาจไม่สามารถขับไล่ชั้นนอกออกไปได้เร็วพอที่จะก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการแล้วประเภทและจำนวนที่สังเกตได้ หรือเพื่อสร้างดาวต้นกำเนิดที่จะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาที่สังเกตได้ การถ่ายโอนมวลผ่านการดึงออกด้วยแรงโน้มถ่วงในระบบดาวคู่ถูกมองโดยนักดาราศาสตร์บางคนว่าเป็นวิธีแก้ปัญหาดังกล่าว^{[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ]}

ดาวฤกษ์ไม่ได้กระจายตัวอย่างสม่ำเสมอทั่วทั้งจักรวาล แต่โดยปกติจะรวมกลุ่มกันเป็นกาแล็กซีพร้อมกับก๊าซและฝุ่นระหว่างดาว กาแล็กซีขนาดใหญ่ทั่วไป เช่น ทางช้างเผือก มีดาวฤกษ์หลายแสนล้านดวง มีมากกว่า 2 ล้านล้าน (10 ¹² ) กาแล็กซี แม้ว่าส่วนใหญ่จะมีมวลน้อยกว่า 10% ของกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 108 ]}โดยรวมแล้ว น่าจะมีอยู่ระหว่าง10 ²²และ10 ²⁴ดาวฤกษ์^{[ 109 ] [ 110 ]}ซึ่งมีจำนวนดาวฤกษ์มากกว่าเม็ดทราย ทั้งหมด บนโลก^{[ 111 ] [ 112 ] [ 113 ]}ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่อยู่ในกาแล็กซี แต่ระหว่าง 10 ถึง 50% ของแสงดาวในกระจุกกาแล็กซี ขนาดใหญ่ อาจมาจากดาวฤกษ์ที่อยู่นอกกาแล็กซีใดๆ^{[ 114 ] [ 115 ] [ 116 ]}

ระบบดาวหลายดวงประกอบด้วยดาวฤกษ์สองดวงขึ้นไปที่ยึดเหนี่ยวกัน ด้วยแรงโน้มถ่วงและโคจรรอบกัน ระบบดาวหลายดวงที่ง่ายที่สุดและพบได้บ่อยที่สุดคือดาวคู่ แต่ก็มีระบบที่มีดาวฤกษ์สามดวงขึ้นไปเช่นกัน ด้วยเหตุผลเรื่องความเสถียรในการโคจร ระบบดาวหลายดวงดังกล่าวมักจะถูกจัดระเบียบเป็นชุดดาวคู่แบบลำดับชั้น^{[ 117 ]}กลุ่มที่ใหญ่กว่าเรียกว่ากระจุกดาว ซึ่งมีตั้งแต่กลุ่มดาว ที่กระจัดกระจาย ซึ่งมีดาวฤกษ์เพียงไม่กี่ดวง ไปจนถึงกระจุกดาวเปิดที่มีดาวฤกษ์หลายสิบถึงหลายพันดวง ไปจนถึงกระจุกดาวทรงกลม ขนาดมหึมา ที่มีดาวฤกษ์หลายแสนดวง ระบบดังกล่าวโคจรรอบกาแล็กซีเจ้าบ้าน ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเปิดหรือกระจุกดาวทรงกลมทั้งหมดก่อตัวขึ้นจากเมฆโมเลกุลยักษ์ เดียวกัน ดังนั้นสมาชิกทั้งหมดจึงมักมีอายุและองค์ประกอบที่คล้ายคลึงกัน^{[ 90 ]}

มีการสังเกตดาวฤกษ์จำนวนมาก และส่วนใหญ่หรือทั้งหมดอาจก่อตัวขึ้นในระบบดาวหลายดวงที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง โดยเฉพาะอย่างยิ่งดาวฤกษ์ประเภท O และ B ที่มีมวลมาก ซึ่งเชื่อกันว่า 80% เป็นส่วนหนึ่งของระบบดาวหลายดวง สัดส่วนของระบบดาวเดี่ยวจะเพิ่มขึ้นเมื่อมวลของดาวฤกษ์ลดลง ดังนั้นจึงทราบกันว่าดาวแคระแดงเพียง 25% เท่านั้นที่มีดาวคู่ เนื่องจาก 85% ของดาวฤกษ์ทั้งหมดเป็นดาวแคระแดง ดังนั้นดาวฤกษ์มากกว่าสองในสามในทางช้างเผือกจึงน่าจะเป็นดาวแคระแดงเดี่ยว^{[ 118 ]}ในการศึกษาเมฆโมเลกุลเพอร์เซอุส ในปี 2017 นักดาราศาสตร์พบว่าดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นใหม่ส่วนใหญ่เป็นระบบดาวคู่ ในแบบจำลองที่อธิบายข้อมูลได้ดีที่สุด ดาวฤกษ์ทั้งหมดก่อตัวขึ้นเป็นระบบดาวคู่ในตอนแรก แม้ว่าบางระบบดาวคู่จะแยกตัวออกในภายหลังและทิ้งดาวเดี่ยวไว้เบื้องหลัง^{[ 119 ] [ 120 ]}

ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกที่สุด นอกเหนือจากดวงอาทิตย์แล้ว คือพร็อกซิมา เซนทอรีซึ่งอยู่ห่างออกไป 4.2465 ปีแสง (40.175 ล้านล้านกิโลเมตร) หากเดินทางด้วยความเร็ววงโคจรของกระสวยอวกาศ 8 กิโลเมตรต่อวินาที (29,000 กิโลเมตรต่อชั่วโมง) จะใช้เวลาประมาณ 150,000 ปีจึงจะไปถึง^{[ 121 ]}นี่เป็นระยะห่างทั่วไปของดาวฤกษ์ในจานกาแล็กซี [ ^{122 ] ดาวฤกษ์}อาจอยู่ใกล้กันมากขึ้นในใจกลางกาแล็กซี^{[ 123 ]}และในกระจุกดาวทรงกลม^{[ 124 ]}หรืออยู่ห่างกันมากขึ้นใน ฮาโล ของกาแล็กซี^{[ 125 ]}

เนื่องจากระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์นอกแกนกลางกาแล็กซีค่อนข้างมาก การชนกันระหว่างดาวฤกษ์จึงถือว่าเกิดขึ้นได้ยาก ในบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงกว่า เช่น แกนกลางของกระจุกดาวทรงกลมหรือใจกลางกาแล็กซี การชนกันอาจเกิดขึ้นได้บ่อยกว่า^{[ 126 ]}การชนกันดังกล่าวสามารถก่อให้เกิดสิ่งที่เรียกว่าดาวสีน้ำเงิน (blue stragglers ) ดาวฤกษ์ที่ผิดปกติเหล่านี้มีอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่า จึงมีสีน้ำเงินกว่าดาวฤกษ์ที่จุดเปลี่ยนลำดับหลักในกระจุกดาวที่พวกมันสังกัดอยู่ ในวิวัฒนาการของดาวฤกษ์แบบมาตรฐาน ดาวสีน้ำเงินจะวิวัฒนาการออกจากลำดับหลักไปแล้ว และจะไม่สามารถมองเห็นได้ในกระจุกดาว^{[ 127 ]}

แทบทุกอย่างเกี่ยวกับดาวฤกษ์ถูกกำหนดโดยมวลเริ่มต้นของมัน รวมถึงลักษณะต่างๆ เช่น ความสว่าง ขนาด วิวัฒนาการ อายุขัย และชะตากรรมสุดท้ายของมัน

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีอายุระหว่าง 1 พันล้านถึง 10 พันล้านปี ดาวฤกษ์บางดวงอาจมีอายุใกล้เคียง 13.8 พันล้านปี ซึ่งเป็นอายุที่สังเกตได้ของจักรวาลดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดที่ค้นพบคือHD 140283ซึ่งมีชื่อเล่นว่าดาวเมธูเซลาห์ มีอายุประมาณ 14.46 ± 0.8 พันล้านปี^{[ 128 ]} (เนื่องจากความไม่แน่นอนของค่านี้ อายุของดาวฤกษ์จึงไม่ขัดแย้งกับอายุของจักรวาลที่กำหนดโดยดาวเทียมพลังค์เป็น 13.799 ± 0.021) ^{[ 128 ] [ 129 ]}

ยิ่งดาวฤกษ์มีมวลมากเท่าไร อายุขัยของมันก็จะยิ่งสั้นลงเท่านั้น เนื่องจากดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะมีแรงดันในแกนกลางมากกว่า ทำให้เผาไหม้ไฮโดรเจนได้เร็วขึ้น ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดมีอายุเฉลี่ยเพียงไม่กี่ล้านปี ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยที่สุด (ดาวแคระแดง) จะเผาไหม้เชื้อเพลิงช้ามากและสามารถมีอายุยืนยาวได้หลายหมื่นล้านถึงหลายแสนล้านปี^{[ 130 ] [ 131 ]}

เมื่อดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นในกาแล็กซีทางช้างเผือกในปัจจุบัน ดาวฤกษ์เหล่านั้นจะประกอบด้วยไฮโดรเจนประมาณ 71% และฮีเลียม 27% ^{[ 133 ]}โดยวัดจากมวล และมีธาตุหนักอื่นๆ ในปริมาณเล็กน้อย โดยทั่วไปแล้ว สัดส่วนของธาตุหนักจะวัดจากปริมาณเหล็กในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ เนื่องจากเหล็กเป็นธาตุที่พบได้ทั่วไปและเส้นดูดกลืนของเหล็กนั้นวัดได้ค่อนข้างง่าย สัดส่วนของธาตุหนักอาจเป็นตัวบ่งชี้ถึงความเป็นไปได้ที่ดาวฤกษ์นั้นจะมีระบบดาวเคราะห์^{[ 134 ]}

ณ ปี 2005 ดาวฤกษ์ที่มีปริมาณธาตุเหล็กต่ำที่สุดเท่าที่เคยมีการวัดคือดาวแคระ HE1327-2326 ซึ่งมีปริมาณธาตุเหล็กเพียง 1/200,000 เท่าของดวงอาทิตย์^{[ 135 ]}ในทางตรงกันข้าม ดาวฤกษ์μ Leonis ที่อุดมไป ด้วยโลหะมีปริมาณธาตุเหล็กเกือบสองเท่าของดวงอาทิตย์ ในขณะที่ดาวฤกษ์14 Herculis ที่มีดาวเคราะห์โคจร รอบมีปริมาณธาตุเหล็กเกือบสามเท่า^{[ 136 ]}ดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบทางเคมี แปลกประหลาด แสดงปริมาณธาตุบางชนิดในสเปกตรัมที่ผิดปกติ โดยเฉพาะอย่างยิ่งโครเมียมและธาตุหายาก [ ^{137 ] ดาวฤกษ์}ที่มีชั้นบรรยากาศภายนอกที่เย็นกว่า รวมถึงดวงอาทิตย์ สามารถสร้างโมเลกุลไดอะตอมิกและโพลีอะตอมิกได้หลากหลายชนิด^{[ 138 ]}

เนื่องจากอยู่ห่างจากโลกมาก ดาวฤกษ์ทุกดวงยกเว้นดวงอาทิตย์จึงปรากฏให้เห็นด้วยตาเปล่าเป็นจุดส่องแสงบนท้องฟ้ายามค่ำคืนที่ระยิบระยับเนื่องจากผลกระทบของชั้นบรรยากาศของโลก ดวงอาทิตย์อยู่ใกล้โลกมากพอที่จะปรากฏเป็นแผ่นดิสก์แทน และทำให้เกิดแสงสว่างในเวลากลางวัน นอกจากดวงอาทิตย์แล้ว ดาวฤกษ์ที่มีขนาดปรากฏใหญ่ที่สุดคือR Doradusซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมเพียง 0.057 อาร์คเซคอนด์^{[ 139 ]}

จานของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีขนาดเล็กเกินไปในเชิงมุมที่จะสังเกตได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์แบบออปติคอลบนพื้นดินในปัจจุบัน ดังนั้นจึง จำเป็นต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ แบบอินเตอร์เฟอโรเมตรเพื่อสร้างภาพของวัตถุเหล่านี้ เทคนิคอีกอย่างหนึ่งสำหรับการวัดขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์คือการบังแสงโดยการวัดการลดลงของความสว่างของดาวฤกษ์อย่างแม่นยำเมื่อถูกดวงจันทร์บัง (หรือการเพิ่มขึ้นของความสว่างเมื่อปรากฏขึ้นอีกครั้ง) จะสามารถคำนวณเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของดาวฤกษ์ได้^{[ 140 ]}

ดาวฤกษ์มีขนาดตั้งแต่ดาวนิวตรอน ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางตั้งแต่ 20 ถึง 40 กิโลเมตร (25 ไมล์) ไปจนถึงดาวยักษ์อย่างเบเทลจูสในกลุ่มดาวโอไรออนซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 640 เท่าของดวงอาทิตย์^{[ 141 ]} และมี ความหนาแน่นต่ำกว่ามาก^{[ 142 ]}

การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์เมื่อเทียบกับดวงอาทิตย์สามารถให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์เกี่ยวกับต้นกำเนิดและอายุของดาวฤกษ์ รวมถึงโครงสร้างและวิวัฒนาการของกาแล็กซีโดยรอบ^{[ 144 ]}ส่วนประกอบของการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ประกอบด้วยความเร็วเชิงรัศมีเข้าหาหรือออกจากดวงอาทิตย์ และการเคลื่อนที่เชิงมุมตามแนวขวาง ซึ่งเรียกว่าการเคลื่อนที่เฉพาะตัว^{[ 145 ]}

ความเร็วเชิงรัศมีวัดได้จากการเลื่อนดอปเปลอร์ของเส้นสเปกตรัมของดาวฤกษ์และมีหน่วยเป็น กม./ วินาทีการเคลื่อนที่เฉพาะตัวของดาวฤกษ์ หรือพารัลแลกซ์ จะถูกกำหนดโดยการวัดทางดาราศาสตร์ที่แม่นยำในหน่วยมิลลิวินาทีอาร์ค (mas) ต่อปี เมื่อทราบพารัลแลกซ์และระยะทางของดาวฤกษ์แล้ว จะสามารถคำนวณความเร็วการเคลื่อนที่เฉพาะตัวได้ เมื่อรวมกับความเร็วเชิงรัศมีแล้ว จะสามารถคำนวณความเร็วรวมได้ ดาวฤกษ์ที่มีอัตราการเคลื่อนที่เฉพาะตัวสูงมักจะอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ ทำให้เป็นตัวเลือกที่ดีสำหรับการวัดพารัลแลกซ์^{[ 146 ]}

เมื่อทราบอัตราการเคลื่อนที่ทั้งสองแล้ว สามารถคำนวณ ความเร็วเชิงพื้นที่ของดาวฤกษ์เทียบกับดวงอาทิตย์หรือกาแล็กซีได้ ในบรรดาดาวฤกษ์ใกล้เคียง พบว่าดาวฤกษ์รุ่นเยาว์ประเภท I โดยทั่วไปมีความเร็วต่ำกว่าดาวฤกษ์รุ่นแก่ประเภท II ซึ่งดาวฤกษ์ประเภทหลังมีวงโคจรเป็นรูปวงรีที่เอียงทำมุมกับระนาบของกาแล็กซี^{[ 147 ] การเปรียบเทียบจลนศาสตร์ของดาวฤกษ์ใกล้เคียงทำให้นักดาราศาสตร์สามารถติดตามจุดกำเนิด ของ}พวกมันไปยังจุดร่วมในเมฆโมเลกุลยักษ์ได้ กลุ่มที่มีจุดกำเนิดร่วมกันดังกล่าวเรียกว่ากลุ่มดาวฤกษ์^[ 148 ^]

สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์ถูกสร้างขึ้นภายในบริเวณภายในที่เกิดการไหลเวียนแบบพาความร้อน การเคลื่อนที่ของพลาสมาที่เป็นตัวนำนี้ทำหน้าที่เหมือนไดนาโมโดยที่การเคลื่อนที่ของประจุไฟฟ้าเหนี่ยวนำให้เกิดสนามแม่เหล็ก เช่นเดียวกับไดนาโมเชิงกล สนามแม่เหล็กเหล่านี้มีระยะครอบคลุมกว้างขวางที่แผ่ขยายไปทั่วและนอกดาวฤกษ์ ความแรงของสนามแม่เหล็กแปรผันตามมวลและองค์ประกอบของดาวฤกษ์ และปริมาณกิจกรรมแม่เหล็กบนพื้นผิวขึ้นอยู่กับอัตราการหมุนของดาวฤกษ์ กิจกรรมบนพื้นผิวนี้ก่อให้เกิดจุดดาวซึ่งเป็นบริเวณที่มีสนามแม่เหล็กแรงสูงและอุณหภูมิพื้นผิวต่ำกว่าปกติวงโคโรนาเป็นเส้นแรงสนามแม่เหล็กโค้งที่พุ่งขึ้นจากพื้นผิวของดาวฤกษ์ไปยังชั้นบรรยากาศภายนอกของดาวฤกษ์ หรือโคโรนา สามารถมองเห็นวงโคโรนาได้เนื่องจากพลาสมาที่พวกมันนำไฟฟ้าไปตามความยาวของมันการปะทุของดาวฤกษ์เป็นการระเบิดของอนุภาคพลังงานสูงที่ถูกปล่อยออกมาเนื่องจากกิจกรรมแม่เหล็กเดียวกัน^{[ 149 ]}

ดาวฤกษ์อายุน้อยที่หมุนเร็วมีแนวโน้มที่จะมีกิจกรรมบนพื้นผิวสูงเนื่องจากสนามแม่เหล็ก สนามแม่เหล็กสามารถส่งผลต่อลมดาวฤกษ์ ทำหน้าที่เป็นเบรกเพื่อค่อยๆ ชะลออัตราการหมุนเมื่อเวลาผ่านไป ดังนั้น ดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่า เช่น ดวงอาทิตย์ จึงมีอัตราการหมุนที่ช้ากว่ามากและมีกิจกรรมบนพื้นผิวน้อยกว่า ระดับกิจกรรมของดาวฤกษ์ที่หมุนช้ามีแนวโน้มที่จะเปลี่ยนแปลงเป็นวัฏจักรและสามารถหยุดกิจกรรมทั้งหมดได้ในช่วงเวลาหนึ่ง^{[ 150 ]} ตัวอย่างเช่น ในช่วงMaunder Minimumดวงอาทิตย์มีช่วงเวลา 70 ปีที่แทบไม่มีกิจกรรมจุดดวงอาทิตย์เลย^{[ 151 ]}

ดาวฤกษ์มีมวลตั้งแต่ต่ำกว่าครึ่งหนึ่งของมวลของดวงอาทิตย์ไปจนถึงมากกว่า 200 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ (ดู^รายชื่อดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุด ) หนึ่งในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดเท่าที่รู้จักคือEta Carinae [ ^{152 ]}ซึ่งมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 100–150 เท่า และจะมีอายุขัยเพียงไม่กี่ล้านปีเท่านั้น การศึกษาเกี่ยวกับกระจุกดาวเปิดที่มีมวลมากที่สุดชี้ให้เห็นว่า 150  M☉ เป็นขีดจำกัดบนโดยประมาณสำหรับดาวฤกษ์ในยุคปัจจุบัน _ของจักรวาล^{[ 153 ]}ซึ่งแสดงถึงค่าเชิงประจักษ์สำหรับขีดจำกัดทางทฤษฎีของมวลของดาวฤกษ์ที่กำลังก่อตัวเนื่องจากแรงดันรังสีที่เพิ่มขึ้นบนเมฆก๊าซที่กำลังรวมตัวกัน ดาวฤกษ์หลายดวงใน กระจุกดาว R136ในเมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่ได้รับการวัดมวลที่มากกว่า^{[ 154 ]}แต่ได้มีการกำหนดว่าดาวฤกษ์เหล่านั้นอาจถูกสร้างขึ้นจากการชนและการรวมตัวของดาวฤกษ์มวลมากในระบบดาวคู่ใกล้ชิด ซึ่งหลีกเลี่ยงขีดจำกัด 150  M☉ในการก่อตัวของดาวฤกษ์มวล_มาก^{[ 155 ]}

^{ดาวฤกษ์ดวงแรกที่ก่อ ตัวขึ้นหลังจากบิ๊กแบงอาจมีขนาดใหญ่กว่า สูงถึง 300 M☉ [} ₁₅₆ ]  เนื่องจากไม่มี^{ธาตุที่}หนักกว่าลิเธียมในองค์ประกอบเลยดาวฤกษ์รุ่นมวลมหาศาลประเภทที่ 3 นี้ มีแนวโน้มที่จะมีอยู่ในเอกภพยุคแรกเริ่ม (กล่าวคือ สังเกตได้ว่ามีค่าเรดชิฟต์สูง) และอาจเริ่มต้นการผลิตธาตุเคมีที่หนักกว่าไฮโดรเจนซึ่งจำเป็นสำหรับการก่อตัวของดาวเคราะห์และสิ่งมีชีวิตในภายหลัง ในเดือนมิถุนายน 2015 นักดาราศาสตร์รายงานหลักฐานของดาวฤกษ์ประเภทที่ 3 ใน กาแล็กซี Cosmos Redshift 7ที่z = 6.60 ^{[ 157 ] [ 158 ]}

ด้วยมวลเพียง 80 เท่าของดาวพฤหัสบดี ( M _J ) 2MASS J0523-1403จึงเป็นดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดเท่าที่ทราบซึ่งเกิดปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์ในแกนกลาง^{[ 159 ]}สำหรับดาวฤกษ์ที่มีโลหะใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ มวลขั้นต่ำตามทฤษฎีที่ดาวฤกษ์สามารถมีได้และยังคงเกิดปฏิกิริยาฟิวชันที่แกนกลางนั้น คาดว่าจะอยู่ที่ประมาณ 75 M J _[ ^{160 ] [ 161 ] เมื่อ}โลหะมีค่าต่ำมาก ขนาดดาวฤกษ์ขั้นต่ำดูเหมือนจะอยู่ที่ประมาณ 8.3% ของมวลของดวงอาทิตย์ หรือประมาณ 87 M _J ^{[ 161} ] ^{[ 162 ]}วัตถุขนาดเล็กที่เรียกว่าดาวแคระน้ำตาลครอบครองพื้นที่สีเทาที่ไม่ชัดเจนระหว่างดาวฤกษ์และ^ดาวยักษ์ก๊าซ^{[ 160 ] [ 161 ]}

การรวมกันของรัศมีและมวลของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดแรงโน้มถ่วงบนพื้นผิว ดาวฤกษ์ยักษ์มีแรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวต่ำกว่าดาวฤกษ์ในลำดับหลักมาก ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่เสื่อมสภาพและมีขนาดกะทัดรัด เช่น ดาวแคระขาว จะมีแรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวสูงกว่ามาก แรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวสามารถส่งผลต่อลักษณะของสเปกตรัมของดาวฤกษ์ โดยแรงโน้มถ่วงที่สูงขึ้นจะทำให้เส้นดูดกลืนกว้าง ขึ้น ^{[ 36 ]}

อัตราการหมุนของดาวฤกษ์สามารถกำหนดได้จากการวัดด้วยสเปกโทรสโกปีหรือกำหนดได้อย่างแม่นยำยิ่งขึ้นโดยการติดตามจุดบนดาวฤกษ์ดาวฤกษ์อายุน้อยอาจมีอัตราการหมุนมากกว่า 100 กม./วินาที ที่เส้นศูนย์สูตร ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ประเภท B อย่างAchernarมีความเร็วที่เส้นศูนย์สูตรประมาณ 225 กม./วินาที หรือมากกว่านั้น ทำให้เส้นศูนย์สูตรของดาวฤกษ์โป่งออกไปด้านนอกและมีเส้นผ่านศูนย์กลางที่เส้นศูนย์สูตรมากกว่าระหว่างขั้วถึง 50% อัตราการหมุนนี้ต่ำกว่าความเร็ววิกฤตที่ 300 กม./วินาที ซึ่งเป็นความเร็วที่ดาวฤกษ์จะแตกออกเป็นเสี่ยงๆ^{[ 163 ]}ในทางตรงกันข้าม ดวงอาทิตย์หมุนรอบตัวเองหนึ่งรอบทุกๆ 25–35 วัน ขึ้นอยู่กับละติจูด^{[ 164 ]}ด้วยความเร็วที่เส้นศูนย์สูตร 1.93 กม./วินาที^{[ 165 ]}สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์ลำดับหลักและลมดาวฤกษ์ทำหน้าที่ชะลอการหมุนของดาวฤกษ์ลงอย่างมากในขณะที่ดาวฤกษ์วิวัฒนาการบนลำดับหลัก^{[ 166 ]}

ดาวฤกษ์ที่เสื่อมสภาพได้หดตัวลงเป็นมวลขนาดกะทัดรัด ส่งผลให้อัตราการหมุนเร็วขึ้น อย่างไรก็ตาม อัตราการหมุนของดาวฤกษ์เหล่านี้ค่อนข้างต่ำเมื่อเทียบกับสิ่งที่คาดหวังได้จากการอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม ซึ่งเป็นแนวโน้มของวัตถุที่หมุนเพื่อชดเชยการหดตัวของขนาดโดยการเพิ่มอัตราการหมุน โมเมนตัมเชิงมุมส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์จะสลายไปเนื่องจากการสูญเสียมวลผ่านลมดาวฤกษ์^{[ 167 ]} ถึงกระนั้น อัตราการหมุนของพัลซาร์ก็อาจเร็วมาก ตัวอย่างเช่นพัลซาร์ที่อยู่ใจกลางเนบิวลาปู หมุน 30 ครั้งต่อวินาที ^{[ 168 ]}อัตราการหมุนของพัลซาร์จะค่อยๆ ช้าลงเนื่องจากการปล่อยรังสี^{[ 169 ]}

อุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ลำดับหลักถูกกำหนดโดยอัตราการผลิตพลังงานของแกนกลางและรัศมีของดาว และมักจะประมาณจากดัชนีสีของดาว[ 170 ^{]โดยปกติ}อุณหภูมิจะระบุในรูปของอุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพซึ่งเป็นอุณหภูมิของวัตถุดำในอุดมคติที่แผ่พลังงานออกมาด้วยความสว่างต่อพื้นที่ผิวเท่ากับดาว อุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพเป็นเพียงตัวแทนของพื้นผิวเท่านั้น เนื่องจากอุณหภูมิจะเพิ่มขึ้นเมื่อเข้าใกล้แกนกลาง^{[ 171 ]}อุณหภูมิในบริเวณแกนกลางของดาวมีค่าหลายล้านเคลวิน^{[ 172 ]}

อุณหภูมิของดาวฤกษ์จะเป็นตัวกำหนดอัตราการแตกตัวเป็นไอออนของธาตุต่างๆ ส่งผลให้เกิดเส้นดูดกลืนลักษณะเฉพาะในสเปกตรัม อุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ พร้อมด้วยขนาดความสว่างสัมบูรณ์ ที่มองเห็นได้ และลักษณะการดูดกลืน จะใช้ในการจำแนกประเภทของดาวฤกษ์ (ดูการจำแนกประเภทด้านล่าง) ^{[ 36 ]}

ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ในลำดับหลักอาจมีอุณหภูมิพื้นผิวสูงถึง 50,000 K ดาวฤกษ์ขนาดเล็ก เช่น ดวงอาทิตย์ มีอุณหภูมิพื้นผิวเพียงไม่กี่พัน K ดาวยักษ์แดงมีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างต่ำประมาณ 3,600 K แต่มีความสว่างสูงเนื่องจากมีพื้นที่ผิวภายนอกขนาดใหญ่^{[ 173 ]}

พลังงานที่ผลิตโดยดาวฤกษ์ ซึ่งเป็นผลผลิตจากปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์ จะแผ่รังสีออกไปในอวกาศทั้งในรูปของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าและรังสีอนุภาครังสีอนุภาคที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์นั้นปรากฏให้เห็นในรูปของลมดาวฤกษ์^{[ 174 ]}ซึ่งพุ่งออกมาจากชั้นนอกในรูปของโปรตอน ที่มีประจุไฟฟ้า และ อนุภาค อัลฟาและเบตากระแสของนิวตริโนที่แทบไม่มีมวลจะพุ่งออกมาจากแกนกลางของดาวฤกษ์โดยตรง^{[ 175 ]}

การผลิตพลังงานที่แกนกลางเป็นเหตุผลที่ทำให้ดาวฤกษ์ส่องแสงสว่างไสว: ทุกครั้งที่นิวเคลียสอะตอมสองตัวหรือมากกว่านั้นหลอมรวมกันเพื่อสร้างนิวเคลียสอะตอม เดี่ยว ของธาตุที่หนักกว่าใหม่โฟตอนรังสีแกมมา จะถูกปล่อยออกมาจากผลิตภัณฑ์การหลอมรวมนิวเคลียร์ พลังงานนี้จะถูกแปลงเป็นพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้า รูปแบบอื่น ที่มีความถี่ต่ำกว่า เช่น แสงที่มองเห็นได้ เมื่อมันไปถึงชั้นนอกของดาวฤกษ์^{[ 176 ]}

สีของดาวฤกษ์ ซึ่งกำหนดโดยความถี่ ที่เข้มข้นที่สุด ของแสงที่มองเห็นได้ ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของชั้นนอกของดาวฤกษ์ รวมถึงโฟโตสเฟียร์ [ ^{177 ] นอกจาก}แสงที่มองเห็นได้แล้ว ดาวฤกษ์ยังปล่อยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าในรูปแบบที่มองไม่เห็นด้วยตาเปล่าอันที่จริง รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของดาวฤกษ์ครอบคลุมสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ทั้งหมด ตั้งแต่ความยาวคลื่น ที่ยาวที่สุด ของคลื่นวิทยุผ่านอินฟราเรดแสงที่มองเห็นได้อัลตราไวโอเลตไปจนถึงความยาวคลื่นที่สั้นที่สุดของรังสีเอ็กซ์และรังสีแกมมา จากมุมมองของพลังงานทั้งหมดที่ดาวฤกษ์ปล่อยออกมา ไม่ใช่ทุกองค์ประกอบของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของดาวฤกษ์จะมีความสำคัญ แต่ความถี่ทั้งหมดให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับฟิสิกส์ของดาวฤกษ์^{[ 175 ]}

โดยใช้สเปกตรัมของดาวฤกษ์นักดาราศาสตร์สามารถกำหนดอุณหภูมิพื้นผิวแรงโน้มถ่วงพื้นผิวความเป็นโลหะ และ ความเร็ว ในการหมุนของดาวฤกษ์ได้ หากพบระยะทางของดาวฤกษ์ เช่น โดยการวัดพารัลแลกซ์ ก็สามารถคำนวณความสว่างของดาวฤกษ์ได้ จากนั้นจึงสามารถประมาณมวล รัศมี แรงโน้มถ่วงพื้นผิว และคาบการหมุนได้โดยอาศัยแบบจำลองของดาวฤกษ์ (สามารถคำนวณมวลของดาวฤกษ์ในระบบดาวคู่ได้โดยการวัดความเร็ววงโคจรและระยะทางของพวกมัน การใช้ ไมโครเลนส์โน้มถ่วงถูกนำมาใช้เพื่อวัดมวลของดาวฤกษ์ดวงเดียว^{[ 178 ]} ) ด้วยพารามิเตอร์เหล่านี้ นักดาราศาสตร์สามารถประมาณอายุของดาวฤกษ์ได้^{[ 179 ]}

ความสว่างของดาวฤกษ์คือปริมาณแสงและพลังงานรังสี รูปแบบอื่น ๆ ที่ดาวฤกษ์แผ่รังสีต่อหน่วยเวลา โดยมีหน่วยเป็นกำลังความสว่างของดาวฤกษ์ถูกกำหนดโดยรัศมีและอุณหภูมิพื้นผิว ดาวฤกษ์หลายดวงไม่ได้แผ่รังสีอย่างสม่ำเสมอทั่วทั้งพื้นผิวตัวอย่างเช่น ดาว เวกา ซึ่งหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็ว มี ฟลักซ์พลังงาน (กำลังต่อหน่วยพื้นที่) ที่ขั้วสูงกว่าบริเวณเส้นศูนย์สูตร^{[ 180 ]}

บริเวณบนพื้นผิวของดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิและความสว่างต่ำกว่าค่าเฉลี่ยเรียกว่าจุด ดาว ดาว แคระขนาดเล็กเช่น ดวงอาทิตย์ โดยทั่วไปจะมีจานดาวที่แทบไม่มีลักษณะเด่นใดๆ มีเพียงจุดดาวขนาดเล็กเท่านั้น ดาวฤกษ์ ขนาดใหญ่จะมีจุดดาวที่ใหญ่กว่าและเห็นได้ชัดเจนกว่า^{[ 150 ]}และแสดงให้เห็นถึงการลดความสว่างบริเวณขอบ ดาวอย่างชัดเจน นั่นคือ ความสว่างจะลดลงเมื่อเข้าใกล้ขอบของจานดาว^{[ 181 ]}ดาวแคระแดงที่ เปล่งแสงวาบ เช่นUV Cetiอาจมีลักษณะจุดดาวที่โดดเด่น^{[ 182 ]}

ความสว่างปรากฏของดาวฤกษ์แสดงออกมาในรูปของขนาดปรากฏซึ่งเป็นฟังก์ชันของความสว่างของดาวฤกษ์ ระยะห่างจากโลก ผล กระทบจาก การดูดกลืน แสง ของฝุ่นและก๊าซระหว่างดาวฤกษ์ และการเปลี่ยนแปลงของแสงดาวฤกษ์เมื่อผ่านชั้นบรรยากาศของโลก ขนาดที่แท้จริงหรือขนาดสัมบูรณ์มีความสัมพันธ์โดยตรงกับความสว่างของดาวฤกษ์ และเป็นขนาดปรากฏที่ดาวฤกษ์จะมีหากระยะห่างระหว่างโลกกับดาวฤกษ์คือ 10 พาร์เซก (32.6 ปีแสง) ^{[ 183 ]}

ทั้งมาตราส่วนความสว่างปรากฏและความสว่างสัมบูรณ์เป็นหน่วยลอการิทึม : ความแตกต่างของความสว่างหนึ่งจำนวนเต็มเท่ากับการเปลี่ยนแปลงความสว่างประมาณ 2.5 เท่า^{[ 185 ]} ( รากที่ 5ของ 100 หรือประมาณ 2.512) ซึ่งหมายความว่าดาวฤกษ์ที่มีความสว่างระดับ 1 (+1.00) จะสว่างกว่า ดาวฤกษ์ ที่มีความสว่างระดับ 2 (+2.00) ประมาณ 2.5 เท่า และสว่างกว่า ดาวฤกษ์ที่มีความสว่างระดับ 6 (+6.00) ประมาณ 100 เท่าดาวฤกษ์ที่ริบหรี่ที่สุดที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าภายใต้สภาพการมองเห็นที่ดีจะมีความสว่างประมาณระดับ +6 ^{[ 186 ]}

ทั้งในมาตราความสว่างปรากฏและความสว่างสัมบูรณ์ ยิ่งตัวเลขความสว่างน้อย ดาวก็จะยิ่งสว่าง ยิ่งตัวเลขความสว่างมาก ดาวก็จะยิ่งมืด ดาวที่สว่างที่สุด ไม่ว่าจะในมาตราใดก็ตาม จะมีตัวเลขความสว่างเป็นลบ การเปลี่ยนแปลงความสว่าง (ΔL ₎ ระหว่างดาวสองดวงคำนวณได้โดยการลบตัวเลขความสว่างของดาวที่สว่างกว่า ( mb ) ออกจากตัวเลขความสว่างของดาวที่มืดกว่า ( f ₎จากนั้นใช้ผลต่างนั้นเป็นเลขชี้กำลังสำหรับฐาน 2.512 กล่าวคือ:

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

${\displaystyle 2.512^{\เดลต้า {m}}=\เดลต้า {L}}$

เมื่อพิจารณาจากทั้งความสว่างและระยะห่างจากโลก ค่าความสว่างสัมบูรณ์ ( M ) และค่าความสว่างปรากฏ ( m ) ของดาวฤกษ์จะไม่เท่ากัน^{[ 185 ]}ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์สว่างซิริอุสมีค่าความสว่างปรากฏเท่ากับ -1.44 แต่มีค่าความสว่างสัมบูรณ์เท่ากับ +1.41

ดวงอาทิตย์มีความสว่างปรากฏ −26.7 แต่ความสว่างสัมบูรณ์อยู่ที่ +4.83 เท่านั้น ดาวซิริอุส ซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้ายามค่ำคืนเมื่อมองจากโลก มีความสว่างมากกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 23 เท่า ในขณะที่ ดาว คาโนปัส ซึ่งเป็นดาวที่สว่างเป็นอันดับสองในท้องฟ้ายามค่ำคืน มีความสว่างสัมบูรณ์ −5.53 มีความสว่างมากกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 14,000 เท่า แม้ว่าดาวคาโนปัสจะสว่างกว่าดาวซิริอุสมาก แต่ดาวซิริอุสกลับดูสว่างกว่า เนื่องจากดาวซิริอุสอยู่ห่างจากโลกเพียง 8.6 ปีแสง ในขณะที่ดาวคาโนปัสอยู่ไกลออกไปมากถึง 310 ปีแสง^{[ 187 ]}

ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดเท่าที่ทราบมีค่าความสว่างสัมบูรณ์ประมาณ −12 ซึ่งสอดคล้องกับความสว่างของดวงอาทิตย์ถึง 6 ล้านเท่า^{[ 188 ]}ตามทฤษฎีแล้ว ดาวฤกษ์ที่สว่างน้อยที่สุดจะอยู่ที่ขีดจำกัดล่างของมวลที่ดาวฤกษ์สามารถรองรับปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์ของไฮโดรเจนในแกนกลางได้ ดาวฤกษ์ที่อยู่เหนือขีดจำกัดนี้เล็กน้อยถูกพบใน กระจุก ดาว NGC 6397ดาวแคระแดงที่ริบหรี่ที่สุดในกระจุกดาวนี้มีค่าความสว่างสัมบูรณ์ 15 ในขณะที่ดาวแคระขาวที่มีค่าความสว่างสัมบูรณ์ 17 ได้ถูกค้นพบแล้ว^{[ 189 ] [ 190 ]}

ระบบการจำแนกประเภทดาวฤกษ์ในปัจจุบันมีต้นกำเนิดในช่วงต้นศตวรรษที่ 20 เมื่อมีการจำแนกดาวฤกษ์จาก^{A ถึง Q โดยพิจารณาจากความแรงของเส้นไฮโดรเจน [} 192 ] เดิมทีคิดว่าความแรง^{ของเส้น}ไฮโดรเจนเป็นฟังก์ชันเชิงเส้นอย่างง่ายของอุณหภูมิ แต่ในความเป็นจริงแล้วมันซับซ้อนกว่านั้น คือมันจะแรงขึ้นเมื่ออุณหภูมิสูงขึ้น พุ่งสูงสุดใกล้ 9000 K แล้วจึงลดลงที่อุณหภูมิสูงกว่านั้น การจำแนกประเภทจึงถูกจัดเรียงใหม่ตามอุณหภูมิ ซึ่งเป็นพื้นฐานของระบบสมัยใหม่^{[ 193 ]}

ดาวฤกษ์จะถูกจัดประเภทด้วยตัวอักษรตัวเดียวตามสเปกตรัม โดยเรียงจากประเภทOซึ่งร้อนมาก ไปจนถึงMซึ่งเย็นมากจนโมเลกุลอาจก่อตัวขึ้นในชั้นบรรยากาศ การจัดประเภทหลักตามลำดับอุณหภูมิพื้นผิวที่ลดลง ได้แก่O, B, A, F, G, KและMสเปกตรัมประเภทที่หายากหลายชนิดได้รับการจัดประเภทพิเศษ ประเภทที่พบได้บ่อยที่สุดคือประเภทLและTซึ่งจัดประเภทดาวฤกษ์มวลน้อยและดาวแคระน้ำตาลที่เย็นที่สุด แต่ละตัวอักษรมีการแบ่งย่อย 10 ประเภท โดยมีหมายเลขตั้งแต่ 0 ถึง 9 ตามลำดับอุณหภูมิที่ลดลง อย่างไรก็ตาม ระบบนี้จะใช้ไม่ได้กับอุณหภูมิสูงมาก เนื่องจากคลาสO0และO1อาจไม่มีอยู่จริง^{[ 194 ]}

นอกจากนี้ ดาวฤกษ์ยังสามารถจำแนกได้ตามผลกระทบของความสว่างที่พบในเส้นสเปกตรัม ซึ่งสอดคล้องกับขนาดเชิงพื้นที่และถูกกำหนดโดยแรงโน้มถ่วงที่พื้นผิว โดยมีช่วงตั้งแต่0 ( ดาวยักษ์ ) ผ่านIII ( ดาวยักษ์ ) ไปจนถึงV (ดาวแคระลำดับหลัก) บางผู้เขียนเพิ่มVII (ดาวแคระขาว) ดาวฤกษ์ลำดับหลักจะเรียงตัวตามแถบแนวทแยงแคบๆ เมื่อแสดงกราฟตามขนาดสัมบูรณ์และประเภทสเปกตรัม^{[ 194 ]} ดวงอาทิตย์เป็นดาวแคระเหลือง G2Vลำดับหลักที่มีอุณหภูมิปานกลางและขนาดปกติ^{[ 195 ]}

มีการเพิ่มคำศัพท์เพิ่มเติมในรูปแบบของตัวอักษรพิมพ์เล็กต่อท้ายประเภทสเปกตรัมเพื่อระบุลักษณะเฉพาะของสเปกตรัม ตัวอย่างเช่น " e " อาจบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของเส้นการปล่อย " m " แสดงถึงระดับโลหะที่แข็งแกร่งผิดปกติ และ " var " อาจหมายถึงการเปลี่ยนแปลงในประเภทสเปกตรัม^{[ 194 ]}

ดาวแคระขาวมีคลาสของตัวเองซึ่งขึ้นต้นด้วยตัวอักษรDคลาสนี้จะแบ่งย่อยออกเป็นคลาสDA , DB , DC , DO , DZและDQขึ้นอยู่กับประเภทของเส้นเด่นที่พบในสเปกตรัม ตามด้วยค่าตัวเลขที่ระบุอุณหภูมิ^{[ 196 ]}

ดาวแปรแสงมีการเปลี่ยนแปลงความสว่างเป็นระยะหรือแบบสุ่มเนื่องจากคุณสมบัติภายในหรือภายนอก ในบรรดาดาวแปรแสงที่เกิดจากคุณสมบัติภายในนั้น ประเภทหลักสามารถแบ่งย่อยได้เป็นสามกลุ่มหลัก

ในระหว่างวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ดาวบางดวงจะผ่านช่วงที่สามารถกลายเป็นดาวแปรแสงแบบสั่นได้ ดาวแปรแสงแบบสั่นจะแปรผันรัศมีและความสว่างไปตามเวลา โดยขยายและหดตัวด้วยคาบเวลาตั้งแต่ไม่กี่นาทีถึงหลายปี ขึ้นอยู่กับขนาดของดาว ประเภทนี้รวมถึงดาวเซเฟอิดและดาวคล้ายเซเฟอิดและดาวแปรแสงคาบยาว เช่นดาวมิรา^{[ 197 ]}

ดาวแปรผันแบบปะทุคือดาวที่มีความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างฉับพลันเนื่องจากเปลวสุริยะหรือเหตุการณ์การปลดปล่อยมวล^{[ 197 ]}กลุ่มนี้รวมถึงดาวฤกษ์แรกเริ่ม ดาววูล์ฟ-เรย์เยต และดาวเปลวสุริยะ รวมถึงดาวยักษ์และดาวมหายักษ์

ดาวแปรแสงแบบหายนะหรือระเบิด คือดาวที่มีการเปลี่ยนแปลงคุณสมบัติอย่างมาก กลุ่มนี้รวมถึงโนวาและซูเปอร์โนวา ระบบดาวคู่ที่มีดาวแคระขาวอยู่ใกล้ๆ สามารถสร้างการระเบิดของดาวฤกษ์ที่น่าตื่นตาตื่นใจบางประเภทได้ รวมถึงโนวาและซูเปอร์โนวาประเภท Ia ^{[ 89 ]}การระเบิดเกิดขึ้นเมื่อดาวแคระขาวดูดซับไฮโดรเจนจากดาวคู่ สะสมมวลจนกระทั่งไฮโดรเจนเกิดปฏิกิริยาฟิวชัน^{[ 198 ]}โนวาบางดวงเกิดขึ้นซ้ำๆ โดยมีการระเบิดเป็นระยะๆ ที่มีแอมพลิจูดปานกลาง^{[ 197 ]}

ความสว่างของดาวอาจเปลี่ยนแปลงได้เนื่องจากปัจจัยภายนอก เช่น ดาวคู่ที่เกิดการบดบังกัน รวมถึงดาวที่หมุนรอบตัวเองซึ่งทำให้เกิดจุดสว่างมากผิดปกติ^{[ 197 ]}ตัวอย่างที่โดดเด่นของดาวคู่ที่เกิดการบดบังกันคือ อัลกอล ซึ่งความสว่างจะเปลี่ยนแปลงอย่างสม่ำเสมอจาก 2.1 เป็น 3.4 ในช่วงเวลา 2.87 วัน^{[ 199 ]}

ภายในของดาวฤกษ์ที่มีเสถียรภาพอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิตกล่าวคือ แรงที่กระทำต่อปริมาตรเล็กๆ ใดๆ จะหักล้างกันเกือบสมบูรณ์ แรงที่สมดุลกันคือแรงโน้มถ่วงที่ดึงเข้าด้านในและแรงผลักออกด้านนอกเนื่องจากความแตกต่าง ของความดัน ภายในดาวความแตกต่างของความดันเกิดจากความแตกต่างของอุณหภูมิของพลาสมา ส่วนนอกของดาวจะเย็นกว่าแกนกลาง อุณหภูมิที่แกนกลางของดาวฤกษ์ในลำดับหลักหรือดาวยักษ์นั้นอย่างน้อยก็อยู่ในระดับประมาณ10 ⁷  Kอุณหภูมิและความดันที่เกิดขึ้นที่แกนกลางที่เผาไหม้ไฮโดรเจนของดาวฤกษ์ลำดับหลักนั้นเพียงพอที่จะทำให้ เกิด ปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์และผลิตพลังงานได้เพียงพอที่จะป้องกันการยุบตัวของดาวฤกษ์ต่อไป^{[ 200 ] [ 201 ]}

เมื่อนิวเคลียสของอะตอมหลอมรวมกันในแกนกลาง พวกมันจะปล่อยพลังงานออกมาในรูปของรังสีแกมมา โฟตอนเหล่านี้จะทำปฏิกิริยากับพลาสมาโดยรอบ ทำให้พลังงานความร้อนที่แกนกลางเพิ่มขึ้น ดาวฤกษ์ในลำดับหลักจะเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม ทำให้สัดส่วนของฮีเลียมในแกนกลางเพิ่มขึ้นอย่างช้าๆ แต่สม่ำเสมอ ในที่สุดปริมาณฮีเลียมจะกลายเป็นส่วนใหญ่ และการผลิตพลังงานที่แกนกลางจะหยุดลง ในทางกลับกัน สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 0.4  _M☉ การหลอมรวมจะเกิดขึ้นในเปลือกที่ขยายตัวอย่างช้าๆ รอบแกนกลางฮีเลียมที่เสื่อมสภาพ^{[ 202 ]}

นอกจากสมดุลอุทกสถิตแล้ว ภายในดาวฤกษ์ที่เสถียรจะรักษาสมดุลพลังงานของสมดุลความร้อนไว้มีการไล่ระดับอุณหภูมิในแนวรัศมีทั่วทั้งภายในซึ่งส่งผลให้เกิดการไหลของพลังงานไปยังภายนอก การไหลของพลังงานที่ออกจากชั้นใดๆ ภายในดาวฤกษ์จะตรงกับการไหลของพลังงานที่เข้ามาจากด้านล่างพอดี^{[ 203 ]}

เขตการแผ่รังสีคือบริเวณภายในดาวฤกษ์ที่การไหลของพลังงานออกไปภายนอกขึ้นอยู่กับการถ่ายเทความร้อนแบบแผ่รังสี เนื่องจาก1การถ่ายเทความร้อนแบบพาความร้อนไม่มีประสิทธิภาพในบริเวณนั้น ในบริเวณนี้พลาสมาจะไม่ถูกรบกวน และการเคลื่อนที่ของมวลใดๆ ก็จะดับลง หากไม่เป็นเช่นนั้น พลาสมาจะกลายเป็นไม่เสถียรและจะเกิดการพาความร้อนขึ้น ทำให้เกิดเขตการพาความร้อนขึ้นสิ่งนี้สามารถเกิดขึ้นได้ เช่น ในบริเวณที่มีการไหลของพลังงานสูงมาก เช่น ใกล้แกนกลางหรือในบริเวณที่มีความทึบแสง สูง (ทำให้การถ่ายเทความร้อนแบบแผ่รังสีไม่มีประสิทธิภาพ) เช่น ในเปลือกนอก^{[ 201 ]}

การเกิดการพาความร้อนในชั้นนอกของดาวฤกษ์ลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์หลายเท่าจะมีโซนการพาความร้อนอยู่ลึกภายในและโซนการแผ่รังสีในชั้นนอก ดาวฤกษ์ขนาดเล็กเช่นดวงอาทิตย์จะมีลักษณะตรงกันข้าม โดยโซนการพาความร้อนจะอยู่ที่ชั้นนอก^{[ 204 ]}ดาวแคระแดงที่มีมวลน้อยกว่า 0.4  M _☉จะมีการพาความร้อนตลอดทั้งดวง ซึ่งป้องกันการสะสมของแกนฮีเลียม^{[ 86 ]}สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ โซนการพาความร้อนจะเปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลาเมื่อดาวฤกษ์มีอายุมากขึ้นและโครงสร้างภายในมีการเปลี่ยนแปลง^{[ 201 ]}

โฟโตสเฟียร์คือส่วนของดาวฤกษ์ที่ผู้สังเกตการณ์สามารถมองเห็นได้ นี่คือชั้นที่พลาสมาของดาวฤกษ์โปร่งใสต่อโฟตอนของแสง จากตรงนี้ พลังงานที่เกิดขึ้นที่แกนกลางจะสามารถแพร่กระจายออกไปในอวกาศได้อย่างอิสระจุดดวงอาทิตย์ ซึ่ง เป็นบริเวณที่มีอุณหภูมิต่ำกว่าค่าเฉลี่ย จะปรากฏขึ้น ภายในโฟโตสเฟียร์ ^{[ 205 ]}

เหนือระดับโฟโตสเฟียร์คือชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ ในดาวฤกษ์ลำดับหลักเช่นดวงอาทิตย์ ระดับต่ำสุดของชั้นบรรยากาศ เหนือโฟโตสเฟียร์เล็กน้อย คือบริเวณโครโมส เฟียร์ที่บาง ซึ่งเป็นบริเวณที่เกิด สไปคูลและเปลวสุริยะเหนือขึ้นไปคือบริเวณเปลี่ยนผ่าน ซึ่งอุณหภูมิจะเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วภายในระยะทางเพียง 100 กิโลเมตร (62 ไมล์) ถัดจากนี้คือโคโรนาซึ่งเป็นปริมาตรของพลาสมาที่ร้อนจัดซึ่งสามารถแผ่ขยายออกไปได้หลายล้านกิโลเมตร^{[ 206 ]}การมีอยู่ของโคโรนาดูเหมือนจะขึ้นอยู่กับโซนการพาความร้อนในชั้นนอกของดาวฤกษ์^{[ 204 ]}แม้จะมีอุณหภูมิสูง แต่โคโรนาก็ปล่อยแสงออกมาน้อยมากเนื่องจากความหนาแน่นของก๊าซต่ำ^{[ 207 ]} โดยปกติ แล้ว บริเวณโคโรนาของดวงอาทิตย์จะมองเห็นได้เฉพาะในช่วงสุริยุปราคา เท่านั้น

จากโคโรนา ลมสุริยะของอนุภาคพลาสมาจะแผ่ขยายออกไปจากดาวฤกษ์ จนกระทั่งเกิดปฏิสัมพันธ์กับตัวกลางระหว่างดาว สำหรับดวงอาทิตย์ อิทธิพลของลมสุริยะจะแผ่ขยายไปทั่วบริเวณรูปฟองที่เรียกว่าเฮลิโอสเฟียร์^{[ 208 ]}

ภาพรวมของห่วงโซ่โปรตอน-โปรตอน

วัฏจักรคาร์บอน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน

เมื่อนิวเคลียสหลอมรวมกัน มวลของผลิตภัณฑ์ที่หลอมรวมกันจะน้อยกว่ามวลของส่วนประกอบเดิม มวลที่หายไปนี้จะถูกแปลงเป็นพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้า ตามความสัมพันธ์สมดุลระหว่างมวลและพลังงาน [ ^{209 ] ปฏิกิริยา}นิวเคลียร์ฟิวชันหลากหลายชนิดเกิดขึ้นในแกนกลางของดาวฤกษ์ ซึ่งขึ้นอยู่กับมวลและองค์ประกอบของดาวฤกษ์นั้นๆ ${\displaystyle E=mc^{2}}$

กระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจนมีความไวต่ออุณหภูมิ ดังนั้นการเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิแกนกลางเพียงเล็กน้อยจะส่งผลให้อัตราการหลอมรวมเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ ส่งผลให้อุณหภูมิแกนกลางของดาวฤกษ์ลำดับหลักแตกต่างกันเพียง 4 ล้านเคลวินสำหรับดาวฤกษ์คลาส M ขนาดเล็กไปจนถึง 40 ล้านเคลวินสำหรับดาวฤกษ์คลาส O ขนาดใหญ่^{[ 172 ]}

ในดวงอาทิตย์ที่มีแกนกลางอุณหภูมิ 16 ล้านเคลวิน ไฮโดรเจนจะหลอมรวมกันเพื่อสร้างฮีเลียมในปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน-โปรตอน : ^{[ 210 ]}

4 ¹ H → 2 ² H + 2 e ⁺ + 2 ν _e (2 x 0.4 M eV )

2 อี⁺ + 2 อี^- → 2 γ (2 x 1.0 MeV)

2 ¹ H + 2 ² H → 2 ³ He + 2 γ (2 x 5.5 MeV)

2 ³ He → ⁴ He + 2 ¹ H (12.9 MeV)

ยังมีอีกสองเส้นทางที่^3Heและ^4Heรวมกันเพื่อสร้าง^7Beซึ่งในที่สุด (ด้วยการเพิ่มโปรตอนอีกหนึ่งตัว) จะได้ 4He สองตัว^ซึ่งเพิ่มขึ้นหนึ่งตัว

ปฏิกิริยาทั้งหมดนี้ส่งผลให้เกิดปฏิกิริยารวมดังนี้:

4 ¹ H → ⁴ He + 2γ + 2ν _e (26.7 MeV)

โดยที่ γ คือโฟตอนรังสีแกมมา, νe _คือนิวตริโน และ H กับ He คือไอโซโทปของไฮโดรเจนและฮีเลียมตามลำดับ พลังงานที่ปล่อยออกมาจากปฏิกิริยานี้มีค่าเป็นล้านอิเล็กตรอนโวลต์ ปฏิกิริยาแต่ละครั้งจะผลิตพลังงานเพียงเล็กน้อย แต่เนื่องจากปฏิกิริยาเหล่านี้เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องเป็นจำนวนมหาศาล จึงผลิตพลังงานทั้งหมดที่จำเป็นต่อการรักษาระดับการแผ่รังสีของดาวฤกษ์ เมื่อเปรียบเทียบกันแล้ว การเผาไหม้ของโมเลกุลก๊าซไฮโดรเจนสองโมเลกุลกับโมเลกุลก๊าซออกซิเจนหนึ่งโมเลกุลจะปล่อยพลังงานเพียง 5.7 อิเล็กตรอนโวลต์เท่านั้น

ในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า ฮีเลียมจะถูกผลิตขึ้นในวัฏจักรปฏิกิริยาที่เร่งปฏิกิริยาโดยคาร์บอน ซึ่งเรียกว่าวัฏจักรคาร์บอน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน^{[ 210 ]}

ในดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการแล้วซึ่งมีแกนกลางอยู่ที่ 100 ล้านเคลวินและมีมวลระหว่าง 0.5 ถึง 10  M☉ฮีเลียมสามารถเปลี่ยนเป็นคาร์บอนได้ใน_{กระบวนการ}ทริปเปิลอัลฟาที่ใช้ธาตุเบริลเลียม เป็นตัวกลาง : ^{[ 210 ]}

⁴เขา + ⁴เขา + 92 keV → ^8*เป็น

⁴เขา + ^8*เป็น + 67 keV → ^12* C

^12* C → ¹² C + γ + 7.4 MeV

สำหรับปฏิกิริยาโดยรวมดังนี้:

3 ⁴เขา → ¹² C + γ + 7.2 MeV

ในดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ ธาตุหนักสามารถถูกเผาไหม้ในแกนกลางที่หดตัวผ่านกระบวนการเผาไหม้นีออนและกระบวนการเผาไหม้ออกซิเจนขั้นตอนสุดท้ายในกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์คือกระบวนการเผาไหม้ซิลิคอนซึ่งส่งผลให้เกิดการผลิตไอโซโทปเสถียรเหล็ก-56 ^{[ 210 ]}การหลอมรวมเพิ่มเติมใดๆ จะเป็นกระบวนการดูดความร้อนที่ใช้พลังงาน ดังนั้นพลังงานเพิ่มเติมจึงสามารถผลิตได้ผ่านการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงเท่านั้น

• รายชื่อชื่อเฉพาะของดาวฤกษ์
• เค้าโครงดาราศาสตร์
• เวลาดาราศาสตร์
• นาฬิกาดาว
• จำนวนดาว
• ดาราในนิยาย

ค้นหาคำว่า "star"ใน Wiktionary ซึ่งเป็นพจนานุกรมออนไลน์ฟรี

วิกิมีเดียคอมมอน ส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับดวงดาว

• "วิธีการถอดรหัสการจำแนกประเภท"สมาคมดาราศาสตร์แห่งเซาท์ออสเตรเลียสืบค้นเมื่อ 20 สิงหาคม 2553
• คาเลอร์, เจมส์. "ภาพเหมือนของดวงดาวและกลุ่มดาว" . มหาวิทยาลัยอิลลินอยส์. สืบค้นเมื่อ20 สิงหาคม 2553 .
• พิคโอเวอร์, คลิฟฟ์ (2001). ดวงดาวแห่งสวรรค์ . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยออกซ์ฟอร์ด. ISBN 978-0-19-514874-9.
• Prialnick, Dina และคณะ (2001). " ดาวฤกษ์: บรรยากาศดาวฤกษ์ โครงสร้าง และวิวัฒนาการ"มหาวิทยาลัยเซนต์แอนดรูว์ส เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 11 กุมภาพันธ์ 2021 สืบค้นเมื่อ20 สิงหาคม 2010
• "ค้นหาดาวตามตัวระบุ พิกัด หรือรหัสอ้างอิง " ซิมแบด . ศูนย์ดาราศาสตร์ Données แห่งสตราสบูร์ก สืบค้นเมื่อ20 สิงหาคม 2553 .