มวลของดาว
เนื่องจากดาวมีขนาดใหญ่มาก เราจึงไม่สามารถทำการหามวลของดาวด้วยวิธีชั่งตวงวัด นักดาราศาสตร์ไม่สามารถคำนวณหาขนาดมวลของดาวดวงเดียวโดดๆ ได้ แต่จะคำนวณหามวลของระบบดาวคู่ซึ่งโคจรรอบกันและกัน โดยอาศัยความสัมพันธ์ระหว่างคาบวงโคจรและระยะห่างระหว่างดาวทั้งสอง ตามกฎของเคปเลอร์-นิวตัน ตามสูตร
M1 + M2 = a3 / p2
โดย M1, M2 = มวลของดาวทั้งสองในระบบดาวคู่ มีหน่วยเป็นจำนวนเท่าของดวงอาทิตย์
a = ความยาวของเส้นผ่านครึ่งวงโคจรตามแกนยาว (Semimajor axis)
ของดาวดวงใดดวงหนึ่ง มีหน่วยเป็น AU
p = คาบการโคจร หน่วยเป็นปี
ตัวอย่างที่ 1: ระบบดาวคู่ 70 Ophiuchi ในกลุ่มดาวคนแบกงู มีขนาดเส้นผ่านครึ่งวงโคจรตามแกนยาว (Semimajor axis) 22.3 AU มีคาบวงโคจร 87.7 ปี ตามภาพที่ 1 จะมีมวลเท่าไร
M1 + M2 = a3 / p2
= (22.3 AU)3 / (87.7 ปี)2
= 1.44 เท่าของดวงอาทิตย์
ตัวอย่างที่ 1: ระบบดาวคู่ 70 Ophiuchi ในกลุ่มดาวคนแบกงู มีขนาดเส้นผ่านครึ่งวงโคจรตามแกนยาว (Semimajor axis) 22.3 AU มีคาบวงโคจร 87.7 ปี ตามภาพที่ 1 จะมีมวลเท่าไร
M1 + M2 = a3 / p2
= (22.3 AU)3 / (87.7 ปี)2
= 1.44 เท่าของดวงอาทิตย์
ทั้งนี้นักดาราศาสตร์ใช้วิธีการศึกษาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ด้วยวิธีการศึกษาวัตถุท้องฟ้าจำนวนมาก และวิเคราะห์ด้วยเหตุและผลตามกระบวนการทางวิทยาศาสตร์ จากนั้นก็นำข้อมูลมาปะติดปะต่อกันเป็นเรื่องราววิวัฒนาการของดาวฤกษ์ตั้งแต่เกิดจนสิ้นอายุขัย ซึ่งดาวแต่ละดวงก็จะมีชีวิตยืนยาวเพียงใดนั้นจะขึ้นอยู่กับปัจจัยหลักคือ “ระดับมวลเริ่มต้นของดาว” ที่จะเป็นตัวลิขิตชีวิตของดาว ดังนั้นพฤติกรรม อายุขัยและลักษณะการตายของดาวจะถูกกำหนดเอาไว้แล้วทั้งสิ้น นักดาราศาสตร์จะแบ่งมวลของดาวฤกษ์เป็นสามระดับโดยคิดเป็นจำนวนเท่าเทียบกับมวลของดวงอาทิตย์ ดังนี้
-ดาวฤกษ์มวลน้อย (Low Mass Star) มีมวลตั้่งแต่ 2 เท่าของดวงอทิตย์ลงมา
-ดาวฤกษ์มวลปานกลาง (Intermediate Mass Star) มีมวลตั้งแต่ 2-8 เท่าของดวงอาทิตย์
-ดาวฤกษ์มวลมาก (High Mass Star) มีมวลตั้งแต่ 8 เท่าของดวงอาทิตย์
ดาวฤกษ์มวลมากจะแรงดันและอุณหภูมิที่บริเวณใจกลางของดาวสูงมาก ทำให้ปฏิกริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ณ แกนกลางดำเนินไปอย่างรวดเร็ว ดาวจะมีค่าความสว่างมากแต่ความสว่างที่ได้มานั้นก็ต้องแลกกับอายุที่สั้นลง ต่างกับดาวมวลน้อยที่แรงดันและอุณหภูมิต่ำกว่ามาก ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ณ แกนกลางดำเนินไปอย่างช้าๆ ซึ่งดาวอาจจะไม่สว่างมากแต่อายุมันก็จะยืนยาวขึ้น ยกตัวอย่างเช่นภาพต่อไปนี้
เนบิวลา เอสกิโม (Eskimo Nebula : NGC 2392) เป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ที่ถูกบันทึกในช่าวความยาวคลื่นสั้น อย่างรังสีเอ็กซ์ (บริเวณที่เป็นสีม่วง) ด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศจันทรา (Chandra Space Telescope) ทำให้เราทราบว่าที่บริเวณใจกลางของเนบิวลานีมีอุณหภูมิสูงมาก จากภาพแสดงให้เห็นบั้นปลายชีวิตของดาวมาลน้อย ภาพโดย : X-ray: NASA/CXC/IAA-CSIC/N. Ruiz et al; Optical: NASA/STScI
ภาพข้างต้นคือภาพเนบิวลา NGC 2392 แต่ด้วยลักษณะที่คล้ายกับหน้าของชาวเอสกิโมที่กำลังสวมเสื้อขนสัตว์อยู่ นักดาราศาสตร์เลยเรียกมันว่า เนบิวลาเอสกิโม (Eskimo Nebula) ซึ่งมีระยะจากโลกประมาณ 4,200 ปีแสง ภาพเนบิวลาเอสกิโมเป็นตัวอย่างลักษณะบั้นปลายชีวิตของดาวมวลน้อย
เป็นเช่นนี้เพราะหลังจากการเผาไหม้ไฮโดรเจนที่แกนกลางของดาวหยุดลง ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ณ แกนกลางของดาวฤกษ์มวลน้อยก็จะหยุดลงดาวจะเสียเสถียรภาพ แรงโน้มถ่วงภายในจะดึงให้ผิวของดาวเกิดการยุบตัวเข้าหาแกนกลาง ขณะที่เกิดการยุบตัวจะมีความดันเกิดขึ้นทำให้ผิวของดาวมีอุณหภูมิสูงขึ้นและมากพอที่จะจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันเผาผลาญไฮโดรเจนที่บริเวณผิวของดาว ดาวจะมีอุณหภูมิสูงมากและจะคงสถาพเช่นนี้ไประยะหนึ่ง จนกระทั่งแกนกลางของดาวซึ่งเป็นฮีเลียมมีอุณหภูมิสูงมากพอจนสามารถจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่แกนกลางขึ้นอีกครั้ง ปฏิกิริยาขั้นนี้จะหลอมฮีเลียมให้เป็นธาตุลำดับถัดไป (เทียบจากตารางธาตุ) ที่มีมวลอะตอมสูงขึ้นนั่นคือคาร์บอน ในช่วงนี้ดาวจะเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันไปพร้อมๆกันสองบริเวณได้แก่ฟิวชันเปลือกไฮโดรเจนหลอมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม และฟิวชันฮีเลียมที่แกนกลางหลอมฮีเลียมเป็นคาร์บอน ทำให้ดาวมีอุณหภูมิสูงขึ้นอย่างต่อเนื่อง ความดันที่แกนกลางสูงขึ้นส่งผลให้เปลือกของดาวขยายหรือพองออก สีของดาวก็จะมีการเปลี่ยนแปลงจากสีแดงไปเป็นสีน้ำเงินขาว
จนกระทั่งแกนของดาวกลายเป็นก้อนคาร์บอนฟิวชันที่แกนกลางจะหยุดลงอีกครั้ง แกนกลางจะมีอุณหภูมิลดลงจากเดิม ความดันก็ลดลงด้วยทำให้ดาวเกิดการยุบตัวกระบวนการเดิมก็จะเกิดขึ้นอีกครั้ง นั่นคือการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่เปลือกจะหลอมฮีเลียมเป็นคาร์บอนเช่นเดียวกับที่แกนกลางปฏิกิริยาจะดำเนินต่อไปเรื่อยๆ ดาวจะพองตัวออกอีกครั้งซึ่งขนาดของดาวจะใหญ่กว่าเดิมหลายเท่า เรียกดาวที่มีลักษณะเช่นนี้ว่าดาวยักษ์แดง และดาวจะคงสภาพเช่นนี้จนแกนคาร์บอนของดาวก็จะถูกอัดแน่นขึ้นเรื่อยๆ ทำให้แกนกลางของดาวมีขนาดเล็กลงแต่ความหนาแน่นสูงมาก อุณหภูมิที่แกนกลางก็จะสูงขึ้นจากผลของการบีบอัดหรือการยุบตัว จนถึงขั้นที่ดาวไม่สามารถยุบตัวต่อไปได้อีกทั้งนี้เป็นผลมาจากมวลของดาวที่มีน้อยไม่สามารถที่จะเกิดปฏิกิริยาต่อไปได้อีก ดาวไม่สามารถจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันได้อีกแล้ว ความดันที่แกนกลางของดาวมากขึ้นและไม่สามารถยุบตัวได้อีก
เมื่อดาวไม่สามารถจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันระดับต่อไปได้ จึงถือว่าเข้าสู่ช่วงสุดท้ายของชีวิต ดาวดวงนั้นจึงรอเพียงวันที่จะมืดหายไปในอวกาศ แกนของดาวจะเริ่มเย็นลงและดันผิวและเนื้อสารที่เปลือกของดาวออกคล้ายฟองขนาดใหญ่ฟุ้งกระจายรอบๆ แกนคาร์บอน เรียกว่าเนบิวลาดาวเคราะห์ (Planetary Nebula) จากนั้นก็จะเย็นตัวลงเหลือเพียงแกนคาร์บอนเปลือยเปล่า และมีอุณหภูมิสูงส่องแสงอยู่ในช่วงอัลตราไวโอเลต เรียกว่าดาวแคระขาว แต่เมื่อเวลาผ่านไปดาวแคระขาวก็จะเย็นตัวลงและมืดหายไปชั่วนิรันดร์ดังภาพ
