สมุดงานดาราศาสตร์ชั้นประถมศึกษาปีที่ 11 สำหรับบทเรียนที่ 25 (สมุดงาน) - วิวัฒนาการของดวงดาว

1. จากข้อมูลที่ให้ไว้ในตารางต่อไปนี้ ทำเครื่องหมายตำแหน่งของดวงดาวที่สอดคล้องกันบนแผนภาพเฮิร์ตซสปริง-รัสเซล (รูปที่ 25.1) จากนั้นเติมตารางให้ครบถ้วนโดยมีคุณสมบัติที่ขาดหายไป

การวาดตำแหน่งของดวงดาวบนแผนภาพแสดงโดยใช้ตัวอย่างดวงอาทิตย์ เราวาดดวงดาวที่จุดตัดของพิกัดความส่องสว่างและอุณหภูมิ

2. ใช้แผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซล (รูปที่ 25.1) เพื่อกำหนดสี อุณหภูมิ ระดับสเปกตรัม และขนาดสัมบูรณ์ของดาวฤกษ์ที่อยู่ในลำดับหลักและมีความส่องสว่าง (ในความส่องสว่างของดวงอาทิตย์) เท่ากับ 0.01 100; 10 บจก. ป้อนข้อมูลที่ได้รับลงในตาราง

3. ระบุลำดับขั้นของการวิวัฒนาการของดวงอาทิตย์:

ก) การระบายความร้อนของดาวแคระขาว
b) การบดอัดมวลของก๊าซและฝุ่น
c) การบีบอัดเข้าสู่โปรโตสตาร์;
d) การอัดแรงโน้มถ่วงของดาวยักษ์แดง
e) ระยะนิ่ง (แหล่งกำเนิดรังสี - ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์)
e) ดาวยักษ์แดงที่มีแกนฮีเลียมขยายตัว

ข - ค - d - d - f - ก

4. เมื่อศึกษามวลของดาวฤกษ์และความส่องสว่างของดาวฤกษ์ พบว่าดาวฤกษ์ที่อยู่ในแถบลำดับหลัก ในช่วงเวลาดังกล่าว ความส่องสว่าง (L) ของดาวฤกษ์จะเป็นสัดส่วนกับกำลังที่สี่ของมวลของมัน: L~M 4 . ดำเนินการคำนวณที่จำเป็นและระบุตำแหน่งของดาวฤกษ์ที่มีมวลในแผนภาพ Hertzsprung-Russell (รูปที่ 25.1): 0.5, 5 และ 10

5. การคำนวณแสดงให้เห็นว่าเวลาที่ t (เป็นปี) ดาวดวงหนึ่งอยู่บนลำดับหลักของแผนภาพเฮิร์ตซสปริง-รัสเซลสามารถประมาณได้โดยใช้สูตร t โดยที่ M คือมวลของดาวฤกษ์ในมวลดวงอาทิตย์ กำหนดเวลาที่ดาวยังคงอยู่ในแถบลำดับหลัก (อายุการใช้งาน)

ดาวฤกษ์เป็นลูกบอลพลาสม่าส่องสว่างขนาดมหึมา มีพวกมันจำนวนมากในกาแล็กซีของเรา ดวงดาวมีบทบาทสำคัญในการพัฒนาวิทยาศาสตร์ พวกเขายังถูกบันทึกไว้ในตำนานของหลายชนชาติและทำหน้าที่เป็นเครื่องมือนำทาง เมื่อมีการประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์ และค้นพบกฎการเคลื่อนที่ของเทห์ฟากฟ้าและแรงโน้มถ่วง นักวิทยาศาสตร์ก็ตระหนักว่า ดาวฤกษ์ทุกดวงมีความคล้ายคลึงกับดวงอาทิตย์

คำนิยาม

ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่ไฮโดรเจนถูกเปลี่ยนเป็นฮีเลียมทั้งหมด เนื่องจากกระบวนการนี้เป็นลักษณะเฉพาะของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ ผู้ทรงคุณวุฒิส่วนใหญ่ที่มนุษย์สังเกตพบจึงจัดอยู่ในหมวดหมู่นี้ ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์ก็อยู่ในกลุ่มนี้ด้วย Alpha Orionis หรือตัวอย่าง ดาวเทียมของ Sirius ไม่ได้อยู่ในดวงดาวในแถบลำดับหลัก

กลุ่มดาว

เป็นครั้งแรกที่นักวิทยาศาสตร์ E. Hertzsprung และ G. Russell หยิบยกคำถามในการเปรียบเทียบดาวฤกษ์กับประเภทสเปกตรัมของพวกมัน พวกเขาสร้างแผนภาพที่แสดงสเปกตรัมและความส่องสว่างของดวงดาว แผนภาพนี้ได้รับการตั้งชื่อตามพวกเขาในเวลาต่อมา ผู้ทรงคุณวุฒิส่วนใหญ่ที่อยู่บนนั้นเรียกว่าวัตถุท้องฟ้าในลำดับหลัก หมวดหมู่นี้รวมถึงดาวตั้งแต่ดาวยักษ์สีน้ำเงินไปจนถึงดาวแคระขาว ความส่องสว่างของดวงอาทิตย์ในแผนภาพนี้ถือเป็นเอกภาพ ลำดับดังกล่าวประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่มีมวลต่างกัน นักวิทยาศาสตร์ได้ระบุผู้ทรงคุณวุฒิประเภทต่อไปนี้:

• Supergiants - ระดับความสว่าง I
• ไจแอนต์ - คลาส II
• ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก - คลาส V
• คนแคระ - คลาส VI
• ดาวแคระขาว - คลาส VII

กระบวนการภายในดวงดาว

จากมุมมองเชิงโครงสร้าง ดวงอาทิตย์สามารถแบ่งออกเป็นโซนทั่วไปได้ 4 โซน ซึ่งภายในกระบวนการทางกายภาพต่างๆ จะเกิดขึ้น พลังงานการแผ่รังสีของดาวฤกษ์รวมทั้งพลังงานความร้อนภายในนั้นเกิดขึ้นลึกเข้าไปในดาวฤกษ์และส่งผ่านไปยังชั้นนอก โครงสร้างของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักคล้ายคลึงกับโครงสร้างของระบบสุริยะ ส่วนกลางของแสงสว่างใด ๆ ที่อยู่ในหมวดหมู่นี้ในแผนภาพเฮิร์ตซสปริง-รัสเซลล์คือนิวเคลียส ปฏิกิริยานิวเคลียร์เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องในระหว่างที่ฮีเลียมถูกเปลี่ยนเป็นไฮโดรเจน เพื่อให้นิวเคลียสของไฮโดรเจนชนกัน พลังงานของพวกมันจะต้องสูงกว่าพลังงานที่น่ารังเกียจ ดังนั้นปฏิกิริยาดังกล่าวจึงเกิดขึ้นที่อุณหภูมิสูงมากเท่านั้น อุณหภูมิภายในดวงอาทิตย์สูงถึง 15 ล้านองศาเซลเซียส เมื่อมันเคลื่อนที่ออกจากแกนกลางของดาว มันจะลดลง ที่ขอบเขตด้านนอกของแกนกลาง อุณหภูมิอยู่ที่ครึ่งหนึ่งของค่าในส่วนกลางแล้ว ความหนาแน่นของพลาสมาก็ลดลงเช่นกัน

ปฏิกิริยานิวเคลียร์

แต่ไม่เพียงแต่ในโครงสร้างภายในเท่านั้นที่ยังมีดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่คล้ายกับดวงอาทิตย์อีกด้วย ผู้ทรงคุณวุฒิในหมวดหมู่นี้ยังโดดเด่นด้วยความจริงที่ว่าปฏิกิริยานิวเคลียร์ภายในนั้นเกิดขึ้นผ่านกระบวนการสามขั้นตอน มิฉะนั้นจะเรียกว่าวัฏจักรโปรตอน-โปรตอน ในระยะแรก โปรตอนสองตัวชนกัน ผลจากการชนกันนี้ทำให้เกิดอนุภาคใหม่ ได้แก่ ดิวทีเรียม โพซิตรอน และนิวตริโน ต่อไป โปรตอนชนกับอนุภาคนิวตริโน และนิวเคลียสของไอโซโทปฮีเลียม-3 ก็ปรากฏขึ้น เช่นเดียวกับควอนตัมรังสีแกมมา ในขั้นตอนที่สามของกระบวนการ นิวเคลียสของฮีเลียม-3 สองตัวจะรวมตัวเข้าด้วยกัน และไฮโดรเจนธรรมดาจะเกิดขึ้น

ในระหว่างการชนเหล่านี้ ปฏิกิริยานิวเคลียร์จะผลิตอนุภาคนิวตริโนพื้นฐานอย่างต่อเนื่อง พวกมันเอาชนะชั้นล่างของดาวฤกษ์และบินไปสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ นิวตริโนก็ถูกตรวจพบบนโลกเช่นกัน ปริมาณที่นักวิทยาศาสตร์บันทึกโดยใช้เครื่องมือนั้นน้อยกว่าที่นักวิทยาศาสตร์คิดไว้อย่างไม่เป็นสัดส่วน ปัญหานี้เป็นหนึ่งในความลึกลับที่ใหญ่ที่สุดในฟิสิกส์สุริยะ

โซนเรืองแสง

ชั้นถัดไปในโครงสร้างของดวงอาทิตย์และดาวในแถบลำดับหลักคือเขตการแผ่รังสี ขอบเขตของมันขยายจากแกนกลางไปจนถึงชั้นบาง ๆ ซึ่งอยู่ที่ขอบของเขตการพาความร้อน - ทาโคไคลน์ โซนการแผ่รังสีได้ชื่อมาจากการที่พลังงานถูกถ่ายโอนจากแกนกลางไปยังชั้นนอกของดาวฤกษ์ ซึ่งก็คือการแผ่รังสี โฟตอนซึ่งผลิตอย่างต่อเนื่องในแกนกลางจะเคลื่อนที่ในบริเวณนี้โดยชนกับนิวเคลียสของพลาสมา เป็นที่ทราบกันว่าความเร็วของอนุภาคเหล่านี้เท่ากับความเร็วแสง แต่ถึงกระนั้น โฟตอนก็ใช้เวลาประมาณหนึ่งล้านปีกว่าจะถึงขอบเขตของโซนการพาความร้อนและโซนแผ่รังสี ความล่าช้านี้เกิดขึ้นเนื่องจากการชนกันของโฟตอนกับนิวเคลียสของพลาสมาอย่างต่อเนื่องและการปล่อยออกมาอีกครั้ง

ทาโคลีน

ดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักก็มีเขตบางๆ เช่นกัน ซึ่งดูเหมือนจะมีบทบาทสำคัญในการก่อตัวของสนามแม่เหล็กของผู้ส่องสว่าง เรียกว่าทาโคไคลน์ นักวิทยาศาสตร์แนะนำว่านี่คือจุดที่กระบวนการไดนาโมแม่เหล็กเกิดขึ้น มันอยู่ในความจริงที่ว่ากระแสพลาสมาจะยืดเส้นสนามแม่เหล็กและเพิ่มความแรงของสนามแม่เหล็กโดยรวม นอกจากนี้ยังมีข้อเสนอแนะว่าในโซนทาโคไคลน์มีการเปลี่ยนแปลงองค์ประกอบทางเคมีของพลาสมาอย่างมาก

โซนการพาความร้อน

บริเวณนี้เป็นชั้นนอกสุด ขอบเขตล่างของมันตั้งอยู่ที่ความลึก 200,000 กม. และขอบเขตบนของมันไปถึงพื้นผิวของดาว ในช่วงเริ่มต้นของเขตการพาความร้อนอุณหภูมิยังค่อนข้างสูงประมาณ 2 ล้านองศา อย่างไรก็ตาม ตัวบ่งชี้นี้ไม่เพียงพอสำหรับกระบวนการไอออไนเซชันของอะตอมของคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนอีกต่อไป โซนนี้มีชื่อมาจากวิธีการที่สสารถูกถ่ายโอนจากชั้นลึกไปยังชั้นภายนอกอย่างต่อเนื่อง - การพาความร้อนหรือการผสม

ในการนำเสนอเกี่ยวกับดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก คุณสามารถชี้ให้เห็นว่าดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ธรรมดาในกาแลคซีของเรา ดังนั้น คำถามจำนวนหนึ่ง เช่น เกี่ยวกับแหล่งที่มาของพลังงาน โครงสร้าง และการก่อตัวของสเปกตรัม จึงเป็นคำถามที่พบบ่อยสำหรับทั้งดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์อื่นๆ ดาวของเรามีเอกลักษณ์เฉพาะในแง่ของที่ตั้ง - เป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกของเรามากที่สุด ดังนั้นพื้นผิวจึงต้องมีการศึกษาอย่างละเอียด

โฟโตสเฟียร์

เปลือกดวงอาทิตย์ที่มองเห็นได้เรียกว่าโฟโตสเฟียร์ เธอคือผู้ที่ปล่อยพลังงานเกือบทั้งหมดที่มายังโลก โฟโตสเฟียร์ประกอบด้วยแกรนูลซึ่งเป็นกลุ่มเมฆก๊าซร้อนที่ยืดออกไป ที่นี่คุณยังสามารถสังเกตจุดเล็กๆ ที่เรียกว่าคบเพลิงได้อีกด้วย อุณหภูมิของพวกมันสูงกว่ามวลโดยรอบประมาณ 200 o C ดังนั้นจึงมีความสว่างต่างกัน คบเพลิงสามารถใช้งานได้นานหลายสัปดาห์ ความเสถียรนี้เกิดขึ้นเนื่องจากสนามแม่เหล็กของดาวไม่อนุญาตให้ก๊าซไอออไนซ์ไหลในแนวตั้งเบี่ยงเบนไปในแนวนอน

คราบ

นอกจากนี้ บางครั้งพื้นที่มืดก็ปรากฏบนพื้นผิวของโฟโตสเฟียร์ ซึ่งก็คือจุดนิวเคลียส บ่อยครั้งที่จุดสามารถเติบโตจนมีเส้นผ่านศูนย์กลางที่เกินกว่าเส้นผ่านศูนย์กลางของโลกได้ ตามกฎแล้วพวกมันจะปรากฏเป็นกลุ่มแล้วเติบโต พวกมันจะค่อยๆ แบ่งออกเป็นส่วนเล็กๆ จนกระทั่งหายไปหมด มีจุดปรากฏบนทั้งสองด้านของเส้นศูนย์สูตรสุริยะ ทุกๆ 11 ปี จำนวนจุดดังกล่าวและพื้นที่ที่ถูกครอบครองโดยจุดดังกล่าวจะถึงระดับสูงสุด จากการสังเกตการเคลื่อนที่ของจุดดับดวงอาทิตย์ กาลิเลโอสามารถตรวจจับการหมุนรอบดวงอาทิตย์ได้ การหมุนนี้ได้รับการปรับปรุงในภายหลังโดยใช้การวิเคราะห์สเปกตรัม

จนถึงขณะนี้ นักวิทยาศาสตร์กำลังสงสัยว่าทำไมจุดบอดบนดวงอาทิตย์จึงเพิ่มขึ้นถึง 11 ปีพอดี แม้จะมีช่องว่างทางความรู้ แต่ข้อมูลเกี่ยวกับจุดดับดวงอาทิตย์และระยะเวลาของกิจกรรมอื่นๆ ของดาวฤกษ์ทำให้นักวิทยาศาสตร์สามารถคาดการณ์ที่สำคัญได้ จากการศึกษาข้อมูลนี้ เราสามารถคาดการณ์การเกิดพายุแม่เหล็กและการหยุดชะงักในการสื่อสารทางวิทยุได้

ความแตกต่างจากหมวดอื่นๆ

เรียกว่าปริมาณพลังงานที่ดาวฤกษ์ปล่อยออกมาในหนึ่งหน่วยเวลา ค่านี้สามารถคำนวณได้จากปริมาณพลังงานที่มาถึงพื้นผิวโลกของเรา โดยมีเงื่อนไขว่าทราบระยะห่างของดาวฤกษ์ถึงโลก ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักมีความส่องสว่างมากกว่าดาวฤกษ์มวลต่ำที่เย็นและส่องสว่างน้อยกว่าดาวร้อนซึ่งมีมวลระหว่าง 60 ถึง 100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์

ดวงดาวเจ๋งๆ อยู่ที่มุมขวาล่างเมื่อเทียบกับผู้ทรงคุณวุฒิส่วนใหญ่ และดวงดาวยอดนิยมอยู่ที่มุมซ้ายบน ยิ่งไปกว่านั้น สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ มวลนั้นขึ้นอยู่กับดัชนีความสว่าง ไม่เหมือนกับดาวยักษ์แดงและดาวแคระขาว ดาวฤกษ์แต่ละดวงใช้เวลาส่วนใหญ่ในแถบลำดับหลัก นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะมีอายุสั้นกว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลต่ำมาก เมื่อมองแวบแรก มันควรจะกลับกัน เพราะมีไฮโดรเจนที่จะเผาไหม้มากกว่า และพวกมันต้องใช้เวลานานกว่านั้น อย่างไรก็ตาม ดาวฤกษ์มวลมากใช้เชื้อเพลิงหมดเร็วกว่ามาก

ในปัญหาสมดุลของดาวฤกษ์ มีการพูดคุยกันว่าในแผนภาพเฮิร์ตซสปริง-รัสเซล (เกี่ยวกับสีและความส่องสว่างของดาวฤกษ์) ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ตกอยู่ใน "แถบ" ซึ่งมักเรียกว่าลำดับหลัก ดวงดาวใช้ชีวิตส่วนใหญ่อยู่ที่นั่น คุณลักษณะเฉพาะของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักคือการปลดปล่อยพลังงานหลักเนื่องจากการ "เผาไหม้" ของไฮโดรเจนในแกนกลาง ตรงกันข้ามกับดาว T Tauri หรือดาวยักษ์ เป็นต้น ซึ่งจะกล่าวถึงในบทหลัง

มีการพูดคุยกันว่าสีต่างๆ ("อุณหภูมิพื้นผิว") และความส่องสว่าง (พลังงานที่ปล่อยออกมาต่อหน่วยเวลา) สอดคล้องกับมวลที่แตกต่างกันของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ช่วงของมวลเริ่มต้นจากหนึ่งในสิบของมวลดวงอาทิตย์ (สำหรับดาวแคระ) และขยายไปถึงมวลดวงอาทิตย์หลายร้อยเท่า (สำหรับดาวยักษ์) แต่ความหนาแน่นนั้นต้องแลกมาด้วยอายุที่สั้นมากในแถบลำดับหลัก ยักษ์ใช้เวลาหลายล้านปีในแถบลำดับหลักนี้ (หรือน้อยกว่านั้นด้วยซ้ำ) ในขณะที่ดาวแคระสามารถมีชีวิตอยู่ในแถบลำดับหลักได้นานถึงสิบล้านล้านปี

ในปัญหานี้ เราจะ "จากหลักการแรก" โดยใช้ผลลัพธ์ของปัญหาก่อนหน้านี้ (สมดุลของดาวฤกษ์และการเคลื่อนที่ของโฟตอน) ทำความเข้าใจว่าเหตุใดลำดับหลักจึงเป็นเส้นตรงเกือบเป็นเส้นตรงบนแผนภาพ และความส่องสว่างและมวลของดาวฤกษ์เป็นอย่างไร เกี่ยวข้องกับมัน

อนุญาต คุณคือพลังงานของโฟตอนต่อหน่วยปริมาตร (ความหนาแน่นของพลังงาน) ตามคำนิยามความส่องสว่าง ลคือพลังงานที่ปล่อยออกมาจากพื้นผิวดาวฤกษ์ต่อหน่วยเวลา ตามลำดับความสำคัญ \(L\sim \frac(V u)(\tau) \) โดยที่ วี- ปริมาตรของดาว τ - เวลาลักษณะเฉพาะของการถ่ายโอนพลังงานนี้ออกไปด้านนอก (ในเวลาเดียวกันกับที่โฟตอนออกจากลำไส้ของดาว) เมื่อเป็นปริมาตร เราก็สามารถรับได้อีกครั้งตามลำดับความสำคัญ ร 3 ที่ไหน ร- รัศมีของดาวฤกษ์ ระยะเวลาการถ่ายโอนพลังงานสามารถประมาณได้ดังนี้ ร 2 /แอลซี, ที่ไหน ลคือเส้นทางอิสระเฉลี่ย ซึ่งสามารถประมาณได้ว่า 1/ρκ (ρ คือความหนาแน่นของสสารของดาวฤกษ์ κ คือสัมประสิทธิ์ความทึบ)

ที่สภาวะสมดุล ความหนาแน่นของพลังงานโฟตอนแสดงโดยกฎสเตฟาน–โบลต์ซมันน์: คุณ = ที่ 4 ที่ไหน ก- ค่าคงที่ที่แน่นอนและ ต- อุณหภูมิลักษณะเฉพาะ

ดังนั้นหากละค่าคงที่ทั้งหมดเราจะพบว่าความส่องสว่าง ลเป็นสัดส่วนกับค่า \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa).\)

เราก็มีความกดดันเช่นกัน ปต้องสมดุลด้วยแรงโน้มถ่วง: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

การอัดตัวของดาวระหว่างการก่อตัวจะหยุดลงเมื่อการเผาไหม้ไฮโดรเจนอย่างรุนแรงเริ่มต้นขึ้นที่ใจกลาง ซึ่งก่อให้เกิดแรงดันที่เพียงพอ สิ่งนี้เกิดขึ้นที่อุณหภูมิหนึ่ง ตซึ่งไม่ได้ขึ้นอยู่กับสิ่งใดเลย ดังนั้น โดยทั่วไปแล้ว อุณหภูมิลักษณะเฉพาะ (อันที่จริงนี่คืออุณหภูมิที่ใจกลางดาวฤกษ์ อย่าสับสนกับอุณหภูมิพื้นผิว!) จะเท่ากันสำหรับดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก

งาน

1) สำหรับดาวมวลปานกลาง (0.5< ม/ม ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа ป = ν RT ~ ρ ตและความทึบ (สำหรับโฟตอน) เกิดจากการที่ทอมสันกระเจิงบนอิเล็กตรอนอิสระ เนื่องจากค่าสัมประสิทธิ์ความทึบคงที่: κ = ค่าคงที่. หาการพึ่งพาความส่องสว่างของดาวฤกษ์ดังกล่าวกับมวลของมัน ประเมินความส่องสว่างของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 10 เท่า (สัมพันธ์กับความส่องสว่างของดวงอาทิตย์)

2) ในดาวมวลต่ำ ความดันยังคงถูกกำหนดโดยความดันก๊าซ และค่าสัมประสิทธิ์ความทึบส่วนใหญ่ถูกกำหนดโดยการกระเจิงแบบอื่น และได้จากการประมาณของเครเมอร์: κ ~ ρ/ ต 7/2 . ตัดสินใจงานเดียวกันนี้กับดาวฤกษ์มวลน้อย โดยประมาณความส่องสว่างของดาวฤกษ์ที่เบากว่าดวงอาทิตย์ 10 เท่า

3) สำหรับดาวมวลสูงที่มีมวลมากกว่ามวลดวงอาทิตย์หลายสิบเท่า ค่าสัมประสิทธิ์ความทึบจะถูกกำหนดโดยการกระเจิงของทอมสันเท่านั้น (κ = ค่าคงที่) ในขณะที่ความดันเกิดจากความดันของโฟตอน ไม่ใช่ก๊าซ ( ป ~ ต 4). หาการพึ่งพาความส่องสว่างกับมวลของดาวฤกษ์ดังกล่าวและ ประเมินความส่องสว่างของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 100 เท่า (ระวังจะเทียบกับดวงอาทิตย์ตรงนี้ไม่ได้ ต้องขั้นกลาง)

คำแนะนำ 1

ยอมรับแล้วว่า ม ~ ρ ร 3 ใช้นิพจน์โดยประมาณสำหรับความส่องสว่างและความดัน รวมถึงนิพจน์สำหรับค่าสัมประสิทธิ์ความหนาแน่นและความทึบ เพื่อกำจัด ρ ลักษณะอุณหภูมิ ตจะเหมือนกันทุกที่ ดังที่ระบุไว้ข้างต้น ดังนั้นจึงสามารถละเว้นทุกที่ได้

คำแนะนำ 2

ในประเด็นสุดท้าย มีการพึ่งพาดาวดวงหนึ่งที่มีมวลดวงอาทิตย์และอีกดวงหนึ่งสำหรับดาวฤกษ์ที่มีน้ำหนักมาก ดังนั้นจึงเป็นไปไม่ได้ที่จะเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ในทันที อันดับแรก ให้คำนวณความส่องสว่างของมวลกลางบางดวง (เช่น 10 มวลดวงอาทิตย์) โดยใช้สูตรสำหรับดาวมวลกลาง จากนั้นใช้สูตรสำหรับดาวฤกษ์มวลมากเพื่อหาความส่องสว่างของดาวฤกษ์ 100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์

สารละลาย

สำหรับดาวฤกษ์ซึ่งมีแรงดันต่อแรงโน้มถ่วงมาจากแรงดันของก๊าซในอุดมคติ ป ~ ρ ตคุณสามารถเขียนได้ ป ~ มρ/ ร~ ρ (การ ตอย่างต่อเนื่อง) ดังนั้นสำหรับดาวดังกล่าวเราจึงได้สิ่งนั้น ม ~ รซึ่งเราจะใช้ด้านล่างนี้

โปรดทราบว่าสำนวนนี้บอกว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 10 เท่าจะมีรัศมีประมาณ 10 เท่า

1) การ κ และ ตสำหรับค่าคงที่และโดยการใส่ ρ ~ ม/ร 3 และเมื่อใช้ความสัมพันธ์ที่ได้รับข้างต้น เราได้สำหรับดาวมวลปานกลาง ล ~ ม 3. ซึ่งหมายความว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 10 เท่าจะปล่อยพลังงานออกมามากกว่า 1,000 เท่าต่อหน่วยเวลา (โดยมีรัศมีมากกว่าดวงอาทิตย์เพียง 10 เท่า)

2) ในทางกลับกัน สำหรับดาวฤกษ์มวลน้อย จะรับ κ ~ ρ/ ต 7/2 (ต- ยังคงคงที่) เรามี ล ~ ม 5. นั่นคือดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์ 10 เท่าจะมีความสว่างน้อยกว่าดวงอาทิตย์ 100,000 เท่า (อีกครั้งที่มีรัศมีน้อยกว่าเพียง 10 เท่า)

3) สำหรับอัตราส่วนดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุด ม ~ รไม่ทำงานอีกต่อไป เนื่องจากความดันได้มาจากความดันของโฟตอน ป ~ มρ/ ร ~ ต 4 ~ ค่าคงที่- ดังนั้น, ม ~ ร 2 และ ล ~ ม- เป็นไปไม่ได้ที่จะเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ในทันที เนื่องจากดาวฤกษ์ที่มีมวลดวงอาทิตย์จะมีการพึ่งพาที่แตกต่างกันออกไป แต่เราพบแล้วว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 10 เท่ามีความส่องสว่างมากกว่า 1,000 เท่า คุณสามารถเปรียบเทียบกับดาวฤกษ์ดังกล่าวได้ ซึ่งหมายความว่าดาวดวงนี้มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ถึง 100 เท่า และปล่อยพลังงานออกมามากกว่าประมาณ 10,000 เท่าต่อหน่วยเวลา ทั้งหมดนี้กำหนดรูปร่างของเส้นโค้งลำดับหลักบนแผนภาพ Hertzsprung-Russell (รูปที่ 1)

คำหลัง

ในแบบฝึกหัด ให้เราประมาณความชันของเส้นโค้งลำดับหลักบนแผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลด้วย เพื่อความง่าย ให้พิจารณากรณีนี้ ล ~ ม 4 - ตัวเลือกตรงกลางระหว่างสองตัวเลือกที่พิจารณาในโซลูชัน

ตามคำนิยาม อุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพ ("อุณหภูมิ" ของพื้นผิว) คือ

\[ \sigma T_(\คณิตศาสตร์เอฟเฟค)^4=\frac(L)(4\pi R^2), \]

โดยที่ σ เป็นค่าคงที่ เมื่อพิจารณาแล้วว่า ม ~ ร(ดังที่เราพบข้างต้น) เรามีดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก (โดยเฉลี่ย) \(L\sim T_(\rm eff)^8\) กล่าวคือ อุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 10 เท่า (และส่องสว่างเข้มกว่า 1,000 เท่า) จะอยู่ที่ 15,000 K และสำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์ 10 เท่า (ซึ่งส่องสว่างน้อยกว่า 100,000 เท่า ) - ประมาณ 1,500 K

มาสรุปกัน ภายในดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก "ความร้อน" เกิดขึ้นจากการเผาไหม้แสนสาหัสของไฮโดรเจน การเผาไหม้ดังกล่าวเป็นแหล่งพลังงานที่คงอยู่เป็นเวลาหลายล้านล้านปีสำหรับดาวฤกษ์ที่เบาที่สุด, หลายพันล้านปีสำหรับดาวมวลสุริยะ และหลายล้านปีสำหรับดาวที่หนักที่สุด

พลังงานนี้ถูกแปลงเป็นพลังงานจลน์ของก๊าซและพลังงานของโฟตอน ซึ่งมีปฏิกิริยาระหว่างกันและถ่ายโอนพลังงานนี้ขึ้นสู่พื้นผิว และยังให้แรงกดดันที่เพียงพอเพื่อต่อต้านการอัดแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์อีกด้วย (แต่ดาวที่สว่างที่สุด ( ม < 0,5ม☉) และหนัก ( ม > 3ม☉) การถ่ายโอนยังเกิดขึ้นผ่านการพาความร้อน)

ในแต่ละไดอะแกรมในรูป รูปที่ 3 แสดงดาวฤกษ์จากกระจุกเดียวกันเพราะสันนิษฐานว่าดาวฤกษ์จากกระจุกเดียวกันน่าจะก่อตัวในเวลาเดียวกัน แผนภาพตรงกลางแสดงดาวฤกษ์ในกระจุกดาวลูกไก่ อย่างที่คุณเห็นกระจุกดาวยังอายุน้อยมาก (อายุประมาณ 75–150 ล้านดวง) และดาวฤกษ์จำนวนมากอยู่ในแถบลำดับหลัก

แผนภาพด้านซ้ายแสดงกระจุกดาวที่เพิ่งก่อตัว (อายุไม่เกิน 5 ล้านปี) ซึ่งดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ยังไม่ "เกิด" ด้วยซ้ำ (หากถือว่าการกำเนิดเป็นการเข้าสู่แถบลำดับหลัก) ดาวฤกษ์เหล่านี้สว่างมาก เนื่องจากพลังงานส่วนใหญ่ไม่ได้เกิดจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ แต่เกิดจากแรงอัดจากแรงโน้มถ่วง ในความเป็นจริง พวกมันยังคงถูกบีบอัด โดยค่อยๆ เคลื่อนไปตามแผนภาพของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซล (ตามที่ระบุด้วยลูกศร) จนกระทั่งอุณหภูมิที่จุดศูนย์กลางเพิ่มขึ้นเพียงพอที่จะกระตุ้นให้เกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ที่มีประสิทธิภาพ จากนั้นดาวจะอยู่บนลำดับหลัก (เส้นสีดำในแผนภาพ) และจะคงอยู่ที่นั่นระยะหนึ่ง เป็นที่น่าสังเกตว่าดาวฤกษ์ที่หนักที่สุด ( ม > 6ม☉) เกิดในลำดับหลักแล้ว นั่นคือเมื่อก่อตัวขึ้น อุณหภูมิในใจกลางจะสูงพอที่จะทำให้เกิดการเผาไหม้ไฮโดรเจนแสนสาหัสแล้ว ด้วยเหตุนี้เราจึงไม่เห็นดาวก่อกำเนิดที่มีมวลมาก (ทางซ้าย) ในแผนภาพ

แผนภาพด้านขวาแสดงกระจุกดาวเก่า (อายุ 12.7 พันล้านปี) จะเห็นได้ว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ออกจากลำดับหลักไปแล้ว โดยเคลื่อน "ขึ้น" บนแผนภาพและกลายเป็นดาวยักษ์แดง เราจะพูดถึงรายละเอียดเพิ่มเติมเกี่ยวกับเรื่องนี้รวมถึงสาขาแนวนอนอีกครั้ง อย่างไรก็ตาม เป็นที่น่าสังเกตว่าดาวที่หนักที่สุดจะออกจากแถบลำดับหลักก่อน (เราสังเกตแล้วว่าความส่องสว่างสูงต้องแลกมาด้วยอายุที่สั้น) ในขณะที่ดาวที่เบาที่สุด (ทางด้านขวาของแถบลำดับหลัก) ยังคงเป็นเช่นนี้ต่อไป บนนั้น ดังนั้น หากรู้จัก "จุดเปลี่ยน" สำหรับกระจุกดาว ซึ่งเป็นจุดที่ลำดับหลักแตกออกและกิ่งก้านขนาดยักษ์เริ่มต้นขึ้น เราสามารถประมาณได้อย่างแม่นยำว่าดาวฤกษ์ก่อตัวเมื่อกี่ปีก่อน กล่าวคือ หาอายุของกระจุกดาว . ดังนั้น แผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์จึงมีประโยชน์ในการระบุกระจุกดาวอายุน้อยมากและอายุมากด้วย

ส่วนนี้ใช้งานง่ายมาก เพียงกรอกคำที่ต้องการลงในช่องที่ให้ไว้ แล้วเราจะให้รายการความหมายแก่คุณ ฉันต้องการทราบว่าเว็บไซต์ของเรามีข้อมูลจากแหล่งต่างๆ - พจนานุกรมสารานุกรม คำอธิบาย และการสร้างคำ คุณสามารถดูตัวอย่างการใช้คำที่คุณป้อนได้ที่นี่

หา

"ลำดับหลัก" หมายถึงอะไร?

พจนานุกรมสารานุกรม, 1998

ลำดับหลัก

ลำดับหลักของแผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์คือแถบแคบๆ บนแผนภาพนี้ซึ่งมีดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ตั้งอยู่ ข้ามแผนภาพในแนวทแยง (จากความสว่างและอุณหภูมิที่สูงไปต่ำ) ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก (โดยเฉพาะดวงอาทิตย์รวมดาวเหล่านั้นด้วย) มีแหล่งพลังงานเดียวกัน - ปฏิกิริยาแสนสาหัสของวัฏจักรไฮโดรเจน ดาวฤกษ์อยู่ในแถบลำดับหลักประมาณ 90% ของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ สิ่งนี้อธิบายความเข้มข้นที่โดดเด่นของดาวฤกษ์ในบริเวณแถบลำดับหลัก

วิกิพีเดีย

ลำดับหลัก

ลำดับหลัก- พื้นที่บนแผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ที่มีดาวฤกษ์ซึ่งมีแหล่งพลังงานคือปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ของการหลอมฮีเลียมจากไฮโดรเจน

ลำดับหลักตั้งอยู่ในบริเวณใกล้เคียงกับเส้นทแยงมุมของแผนภาพ Hertzsprung-Russell และลากจากมุมซ้ายบน (ความสว่างสูง ประเภทสเปกตรัมในยุคแรกๆ) ไปจนถึงมุมขวาล่างของแผนภาพ ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักมีแหล่งพลังงานเท่ากัน ("การเผาไหม้" ของไฮโดรเจน โดยส่วนใหญ่เป็นวัฏจักร CNO) ดังนั้น ความส่องสว่างและอุณหภูมิจึงถูกกำหนดโดยมวลของดาวฤกษ์:

ล = ม,

ความส่องสว่างอยู่ที่ไหน ลและมวล มวัดเป็นหน่วยความส่องสว่างและมวลของดวงอาทิตย์ตามลำดับ ดังนั้น จุดเริ่มต้นของส่วนด้านซ้ายของลำดับหลักจึงแสดงด้วยดาวสีน้ำเงินที่มีมวลประมาณ 50 เท่าของดวงอาทิตย์ และจุดสิ้นสุดของซีกขวาคือดาวแคระแดงที่มีมวลประมาณ 0.0767 เท่าของดวงอาทิตย์

การดำรงอยู่ของลำดับหลักนั้นเกิดจากการที่ระยะการเผาไหม้ของไฮโดรเจนคิดเป็นประมาณ 90% ของเวลาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ การเผาไหม้ของไฮโดรเจนในบริเวณใจกลางของดาวทำให้เกิดแกนกลางฮีเลียมไอโซเทอร์มอล การเปลี่ยนแปลงไปสู่เวทีดาวยักษ์แดงและการจากไปของดาวฤกษ์จากลำดับหลัก วิวัฒนาการที่ค่อนข้างสั้นของดาวยักษ์แดง นำไปสู่การกำเนิดดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือหลุมดำ ขึ้นอยู่กับมวลของพวกมัน

ส่วนของลำดับหลักของกระจุกดาวเป็นตัวบ่งชี้อายุ เนื่องจากอัตราการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์แปรผันตามมวลของมัน ดังนั้นสำหรับกระจุกดาวจะมีจุดแตกหัก "ซ้าย" ของลำดับหลักในบริเวณที่มีความส่องสว่างสูง และประเภทสเปกตรัมในยุคแรกๆ ขึ้นอยู่กับอายุของกระจุกดาว เนื่องจากดาวฤกษ์ที่มีมวลเกินขีดจำกัดที่กำหนดตามอายุของกระจุกดาว จึงออกจากลำดับหลักไป อายุขัยของดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลัก $\tau_(\rm MS)$ ขึ้นอยู่กับมวลเริ่มต้นของดาวฤกษ์ มสัมพันธ์กับมวลสมัยใหม่ของดวงอาทิตย์ $\begin(smallmatrix)M_(\bigodot)\end(smallmatrix)$ สามารถประมาณได้โดยใช้สูตรเชิงประจักษ์:

$$\begin(smallmatrix) \tau_(\rm MS)\ \ประมาณ \ 6\cdot\ 10^(9) \text(ปี) \cdot \left[ \frac(M_(\bigodot))(M) + \0.14 \right]^(4) \end(เมทริกซ์ขนาดเล็ก)$$

ดาวอาจแตกต่างกันมาก: เล็กและใหญ่ สว่างและไม่สว่างมาก แก่และอ่อน ร้อนและ "เย็น" สีขาว น้ำเงิน เหลือง แดง ฯลฯ

แผนภาพ Hertzsprung–Russell ช่วยให้คุณเข้าใจการจำแนกประเภทของดวงดาวได้

โดยแสดงความสัมพันธ์ระหว่างขนาดสัมบูรณ์ ความส่องสว่าง ประเภทสเปกตรัม และอุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ ดวงดาวในแผนภาพนี้ไม่ได้ตั้งอยู่แบบสุ่ม แต่ก่อตัวเป็นบริเวณที่มองเห็นได้ชัดเจน

ดวงดาวส่วนใหญ่อยู่บนสิ่งที่เรียกว่า ลำดับหลัก- การดำรงอยู่ของลำดับหลักนั้นเกิดจากการที่ระยะการเผาไหม้ของไฮโดรเจนคิดเป็นประมาณ 90% ของเวลาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ การเผาไหม้ของไฮโดรเจนในบริเวณใจกลางของดาวทำให้เกิดแกนกลางฮีเลียมไอโซเทอร์มอล การเปลี่ยนแปลงไปสู่เวทีดาวยักษ์แดงและการจากไปของดาวฤกษ์จากลำดับหลัก วิวัฒนาการที่ค่อนข้างสั้นของดาวยักษ์แดง นำไปสู่การกำเนิดดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือหลุมดำ ขึ้นอยู่กับมวลของพวกมัน

เนื่องจากอยู่ในขั้นตอนต่างๆ ของการพัฒนาเชิงวิวัฒนาการ ดาวฤกษ์จึงถูกแบ่งออกเป็นดาวปกติ ดาวแคระ และดาวยักษ์

ดาวธรรมดาคือดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ซึ่งรวมถึงดวงอาทิตย์ของเราด้วย บางครั้งดาวธรรมดาอย่างดวงอาทิตย์ก็ถูกเรียกว่าดาวแคระเหลือง

ดาวแคระเหลือง

ดาวแคระเหลืองเป็นดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักขนาดเล็กชนิดหนึ่งซึ่งมีมวลระหว่าง 0.8 ถึง 1.2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และมีอุณหภูมิพื้นผิว 5,000–6,000 เคลวิน

อายุขัยของดาวแคระเหลืองโดยเฉลี่ยอยู่ที่ 10 พันล้านปี

หลังจากที่ไฮโดรเจนเผาไหม้หมด ดาวฤกษ์จะมีขนาดเพิ่มขึ้นหลายครั้งและกลายเป็นดาวยักษ์แดง ตัวอย่างของดาวประเภทนี้คืออัลเดบาราน

ดาวยักษ์แดงพ่นก๊าซชั้นนอกออกมาจนกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ ขณะที่แกนกลางยุบตัวเป็นดาวแคระขาวขนาดเล็กหนาแน่น

ดาวยักษ์แดงเป็นดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่มีสีแดงหรือสีส้ม การก่อตัวของดาวฤกษ์ดังกล่าวเป็นไปได้ทั้งในระยะก่อตัวดาวฤกษ์และระยะหลังของการดำรงอยู่ของมัน

ในระยะแรก ดาวฤกษ์จะแผ่รังสีเนื่องจากพลังงานความโน้มถ่วงที่ปล่อยออกมาระหว่างการอัดตัว จนกระทั่งการอัดตัวหยุดลงโดยปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ที่เริ่มขึ้น

ในระยะหลังของวิวัฒนาการของดาว หลังจากการเผาไฮโดรเจนในแกนกลางของมัน ดาวฤกษ์จะออกจากลำดับหลักและเคลื่อนไปยังบริเวณดาวยักษ์แดงและยักษ์ใหญ่ยิ่งยวดในแผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ ระยะนี้กินเวลาประมาณ 10% ของวิวัฒนาการดาวฤกษ์ เวลาของชีวิตที่ "กระฉับกระเฉง" ของดาวฤกษ์ นั่นคือ ขั้นตอนของการวิวัฒนาการ ในระหว่างที่ปฏิกิริยาการสังเคราะห์นิวเคลียสเกิดขึ้นภายในดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์ยักษ์มีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างต่ำประมาณ 5,000 องศา รัศมีขนาดใหญ่ถึง 800 เท่าของดวงอาทิตย์ และด้วยขนาดที่ใหญ่มาก จึงทำให้มีความสว่างมหาศาล การแผ่รังสีสูงสุดเกิดขึ้นในบริเวณสีแดงและอินฟราเรดของสเปกตรัม ซึ่งเป็นสาเหตุว่าทำไมพวกมันจึงถูกเรียกว่าดาวยักษ์แดง

ยักษ์ใหญ่ที่ใหญ่ที่สุดกลายเป็นยักษ์แดง ดาวฤกษ์ชื่อบีเทลจูสในกลุ่มดาวนายพรานเป็นตัวอย่างที่โดดเด่นที่สุดของดาวยักษ์แดง

ดาวแคระเป็นสิ่งที่ตรงกันข้ามกับดาวยักษ์และอาจจะเป็นดาวถัดไป

ดาวแคระขาวคือสิ่งที่เหลืออยู่ของดาวฤกษ์ธรรมดาที่มีมวลน้อยกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์หลังจากที่มันเคลื่อนผ่านบริเวณดาวยักษ์แดง

เนื่องจากไม่มีไฮโดรเจน ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์จึงไม่เกิดขึ้นในแกนกลางของดาวฤกษ์ดังกล่าว

ดาวแคระขาวมีความหนาแน่นมาก พวกมันมีขนาดไม่ใหญ่ไปกว่าโลก แต่มวลของมันเทียบได้กับมวลของดวงอาทิตย์

เหล่านี้เป็นดาวฤกษ์ที่ร้อนอย่างไม่น่าเชื่อ อุณหภูมิของมันสูงถึง 100,000 องศาหรือมากกว่านั้น พวกมันส่องแสงโดยใช้พลังงานที่เหลืออยู่ แต่เมื่อเวลาผ่านไปมันก็หมดลงและแกนกลางก็เย็นลงและกลายเป็นดาวแคระดำ

ดาวแคระแดงเป็นวัตถุประเภทดาวฤกษ์ที่พบได้บ่อยที่สุดในจักรวาล การประมาณจำนวนดาวฤกษ์จะแตกต่างกันไปตั้งแต่ 70 ถึง 90% ของจำนวนดาวฤกษ์ทั้งหมดในกาแลคซี พวกมันค่อนข้างแตกต่างจากดาวดวงอื่นๆ

มวลของดาวแคระแดงมีมวลไม่เกินหนึ่งในสามของมวลดวงอาทิตย์ (ขีดจำกัดล่างของมวลคือ 0.08 เท่าของดวงอาทิตย์ รองลงมาคือดาวแคระน้ำตาล) อุณหภูมิพื้นผิวสูงถึง 3,500 เคลวิน ดาวแคระแดงมีระดับสเปกตรัม M หรือดาว K ระยะปลาย ประเภทนี้ปล่อยแสงน้อยมาก บางครั้งเล็กกว่าดวงอาทิตย์ถึง 10,000 เท่า

เมื่อพิจารณาถึงการแผ่รังสีที่ต่ำ ดาวแคระแดงจึงไม่สามารถมองเห็นด้วยตาเปล่าจากโลกได้ แม้แต่ดาวแคระแดงที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด คือ พร็อกซิมาเซนทอรี (ดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดในระบบสามเท่าของดวงอาทิตย์) และดาวแคระแดงดวงเดียวที่ใกล้ที่สุดคือดาวบาร์นาร์ด ก็มีขนาดปรากฏที่ 11.09 และ 9.53 ตามลำดับ ในกรณีนี้ สามารถสังเกตดาวฤกษ์ที่มีขนาดสูงสุดถึง 7.72 ด้วยตาเปล่าได้

เนื่องจากอัตราการเผาไหม้ของไฮโดรเจนต่ำ ดาวแคระแดงจึงมีอายุการใช้งานยาวนานมาก ตั้งแต่หมื่นล้านถึงหลายสิบล้านล้านปี (ดาวแคระแดงที่มีมวล 0.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะเผาไหม้เป็นเวลา 10 ล้านล้านปี)

ในดาวแคระแดง ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ที่เกี่ยวข้องกับฮีเลียมเป็นไปไม่ได้ ดังนั้นจึงไม่สามารถกลายเป็นดาวยักษ์แดงได้ เมื่อเวลาผ่านไป พวกมันจะค่อยๆ หดตัวและร้อนขึ้นเรื่อยๆ จนกระทั่งพวกมันใช้เชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่จ่ายไปจนหมด

ตามแนวคิดทางทฤษฎี พวกมันค่อยๆ กลายเป็นดาวแคระสีน้ำเงิน ซึ่งเป็นดาวประเภทสมมุติ ในขณะที่ยังไม่มีดาวแคระแดงดวงใดที่สามารถเปลี่ยนเป็นดาวแคระสีน้ำเงินได้ จากนั้นจึงกลายเป็นดาวแคระขาวที่มีแกนฮีเลียม

ดาวแคระน้ำตาล - วัตถุที่อยู่ต่ำกว่าดาวฤกษ์ (มีมวลตั้งแต่ประมาณ 0.01 ถึง 0.08 มวลดวงอาทิตย์ หรือตามลำดับ จาก 12.57 ถึง 80.35 มวลดาวพฤหัสบดี และมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณเท่ากับเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวพฤหัสบดี) ในระดับความลึกซึ่งตรงกันข้ามกับลำดับหลัก ดาวฤกษ์ไม่มีปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ฟิวชันเมื่อเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม

อุณหภูมิต่ำสุดของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักคือประมาณ 4,000 เคลวิน อุณหภูมิของดาวแคระน้ำตาลอยู่ในช่วง 300 ถึง 3,000 เคลวิน ดาวแคระน้ำตาลจะเย็นลงอย่างต่อเนื่องตลอดชีวิต และยิ่งดาวแคระมีขนาดใหญ่เท่าไร มันก็จะเย็นลงช้าลงเท่านั้น

ดาวแคระน้ำตาล

ดาวแคระน้ำตาลหรือดาวแคระน้ำตาลเป็นรูปแบบเย็นซึ่งอยู่ต่ำกว่าขีดจำกัดมวลของดาวแคระน้ำตาล มวลของมันน้อยกว่าประมาณหนึ่งในร้อยของมวลดวงอาทิตย์ หรือดังนั้น 12.57 ของมวลของดาวพฤหัสบดี จึงไม่ได้กำหนดขีดจำกัดล่างไว้ โดยทั่วไปถือว่าเป็นดาวเคราะห์ แม้ว่าชุมชนวิทยาศาสตร์ยังไม่ได้ข้อสรุปขั้นสุดท้ายเกี่ยวกับสิ่งที่ถือเป็นดาวเคราะห์และสิ่งที่เป็นดาวแคระน้ำตาล

ดาวแคระดำ

ดาวแคระดำเป็นดาวแคระขาวที่เย็นตัวลงแล้ว จึงไม่เปล่งแสงออกมาในช่วงที่มองเห็นได้ แสดงถึงขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวแคระขาว มวลของดาวแคระดำ เช่นเดียวกับมวลของดาวแคระขาว มีมวลจำกัดเกินกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์

ดาวคู่คือดาวฤกษ์สองดวงที่ถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วงซึ่งโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วมกัน

บางครั้งมีระบบดาวสามดวงขึ้นไป ในกรณีทั่วไปนี้เรียกว่าระบบดาวหลายดวง

ในกรณีที่ระบบดาวดังกล่าวอยู่ไม่ไกลจากโลกมากนัก สามารถแยกแยะดาวฤกษ์แต่ละดวงได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ หากระยะทางมีนัยสำคัญ นักดาราศาสตร์ก็สามารถเข้าใจได้ว่าดาวฤกษ์คู่นั้นมองเห็นได้ด้วยสัญญาณทางอ้อมเท่านั้น นั่นคือความผันผวนของความสว่างที่เกิดจากสุริยุปราคาเป็นระยะของดาวฤกษ์ดวงหนึ่งต่ออีกดวงหนึ่งและดวงอื่นๆ บางดวง

ดาวดวงใหม่

ดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างเพิ่มขึ้นอย่างกะทันหัน 10,000 เท่า โนวาเป็นระบบดาวคู่ที่ประกอบด้วยดาวแคระขาวและดาวข้างเคียงที่อยู่บนแถบลำดับหลัก ในระบบดังกล่าว ก๊าซจากดาวฤกษ์จะค่อยๆ ไหลไปยังดาวแคระขาวและระเบิดที่นั่นเป็นระยะๆ ทำให้เกิดการระเบิดของความสว่าง

ซูเปอร์โนวา

ซูเปอร์โนวาเป็นดาวฤกษ์ที่ยุติวิวัฒนาการด้วยกระบวนการระเบิดอันเป็นหายนะ แสงแฟลร์ในกรณีนี้อาจมีขนาดใหญ่กว่าในกรณีของโนวาได้หลายระดับ การระเบิดที่รุนแรงเช่นนี้เป็นผลมาจากกระบวนการที่เกิดขึ้นในดาวฤกษ์ในขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการ

ดาวนิวตรอน

ดาวนิวตรอน (NS) เป็นกลุ่มดาวฤกษ์ที่มีมวลประมาณ 1.5 เท่าของดวงอาทิตย์และมีขนาดเล็กกว่าดาวแคระขาวอย่างเห็นได้ชัด รัศมีโดยทั่วไปของดาวนิวตรอนน่าจะอยู่ที่ 10-20 กิโลเมตร

ประกอบด้วยอนุภาคย่อยของอะตอมที่เป็นกลางเป็นส่วนใหญ่ - นิวตรอน ซึ่งถูกบีบอัดอย่างแน่นหนาด้วยแรงโน้มถ่วง ความหนาแน่นของดาวฤกษ์ดังกล่าวสูงมาก เทียบเคียงได้ และจากการประมาณการบางอย่าง อาจสูงกว่าความหนาแน่นเฉลี่ยของนิวเคลียสของอะตอมหลายเท่า สาร NS หนึ่งลูกบาศก์เซนติเมตรจะมีน้ำหนักหลายร้อยล้านตัน แรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวดาวนิวตรอนสูงกว่าบนโลกประมาณ 100 พันล้านเท่า

ตามที่นักวิทยาศาสตร์กล่าวไว้ ในกาแล็กซีของเรา อาจมีดาวนิวตรอนประมาณ 100 ล้านถึง 1 พันล้านดวง หรือประมาณ 1 ต่อดาวฤกษ์ธรรมดา 1,000 ดวง

พัลซาร์

พัลซาร์เป็นแหล่งกำเนิดรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าในจักรวาลที่มายังโลกในรูปแบบของการระเบิดเป็นระยะ (พัลส์)

ตามแบบจำลองทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ที่โดดเด่น พัลซาร์กำลังหมุนดาวนิวตรอนด้วยสนามแม่เหล็กที่เอียงกับแกนการหมุน เมื่อโลกตกลงไปในกรวยที่เกิดจากรังสีนี้ ก็เป็นไปได้ที่จะตรวจจับพัลส์ของการแผ่รังสีที่ทำซ้ำในช่วงเวลาเท่ากับระยะเวลาการปฏิวัติของดาวฤกษ์ ดาวนิวตรอนบางดวงหมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วถึง 600 ครั้งต่อวินาที

เซเฟอิดส์

เซเฟอิดเป็นดาวแปรแสงประเภทหนึ่งที่สั่นเป็นจังหวะซึ่งมีความสัมพันธ์ระหว่างความส่องสว่างระหว่างคาบค่อนข้างแม่นยำ ตั้งชื่อตามดาวเดลต้าเซเฟอิ เซเฟอิดส์ที่มีชื่อเสียงที่สุดคนหนึ่งคือโพลาริส

แน่นอนว่ารายชื่อดาวฤกษ์ประเภทหลัก (ประเภท) ที่มีลักษณะโดยย่อนั้นไม่ได้ทำให้ดาวฤกษ์หลากหลายชนิดที่เป็นไปได้ทั้งหมดในจักรวาลหมดไป