mteb/MIRACLReranking huggingface dataset:
ดาวแคระขาว มวลอิสระของดาวแคระขาวไม่หมุนจะไม่สามารถมากเกินไปกว่าขีดจำกัดของจันทรสิกขาหรือประมาณ 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์ (ขีดจำกัดนี้จะเพิ่มขึ้นถ้าดาวแคระขาวหมุนอย่างรวดเร็วและไม่คงที่) อย่างไรก็ตามดาวแคระขาวในระบบคู่จะดึงสสารมาจากคู่ของมันและเพิ่มทั้งมวลและความหนาแน่น ถ้ามวลนี้มีค่าเข้าใกล้ขีดจำกัดจันทรสิกขา ในทางทฤษฎีมันจะทำให้เกิดการระเบิดจากการจุดนิวเคลียร์หรือมันจะยุบตัวกลายเป็นดาวนิวตรอน
การเพิ่มมวลภายใต้เงื่อนไขกลไกพิเศษในปัจจุบัน single-degenerate model สำหรับซูเปอร์โนวาชนิด Ia ในแบบจำลองนี้ ดาวแคระขาวเพิ่มสสารจากคู่ของมันและเพิ่มมวลและความกดดันที่แก่น จนเชื่อว่าความร้อนแรงกดดันที่ใจกลางจะนำไปสู่การจุดปฏิกิริยาฟิวชั่นหลอมคาร์บอนเมื่อมวลเข้าใกล้ขีดจำกัดของจันทรสิกขา เพราะว่าดาวแคระขาวถูกพยุงโดยแรงโน้มถ่วงและแรงดันควอนตัมดีเจเนอเรซีถูกแทนที่ด้วยความดันจากอุณหภูมิ เพิ่มความร้อนให้ภายในของดาวเพื่อให้อุณหภูมิสูงขึ้นโดยที่ไม่เพิ่มความดัน ดังนั้นดาวแคระขาวจะไม่ขยายตัวและตอบสนองด้วยการเย็นลง ตรงกันข้ามในเมื่อเพิ่มอุณหภูมิจะเร่งอัตราปฏิกิริยาฟิวชั่นในกระบวนการ Thermal runaway ที่ป้อนตัวมันเอง thermonuclear flame ก็จะบริโภคดาวแคระขาวจำนวนมากในเวลาไม่กี่วินาที ทำให้เกิดการระเบิดทำลายดาวจนสิ้น ในกลไกที่เป็นไปได้อื่น ๆ สำหรับซูเปอร์โนวาชนิด Ia double-degenerate model สองดาวแคระคาร์บอนออกซิเจนในระบบดาวคู่จะรวมกันและเกิดเป็นวัตถุที่มีมวลมากกว่าขีดจำกัดจันทรสิกขาและปฏิกิริยาฟิวชันหลอมคาร์บอนก็จะถูกจุดขึ้นมา
ดาวแคระขาว ดาวแคระขาว () หรือบางครั้งเรียกว่า ดาวแคระเสื่อม (Degenerate dwarf) เป็นดาวขนาดเล็กที่ส่วนใหญ่ประกอบไปด้วยอิเล็กตรอนที่เป็นสสารเสื่อม เนื่องจากดาวแคระขาวที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์จะมีปริมาตรใกล้เคียงกับโลก ทำให้มันมีความหนาแน่นสูงและมีกำลังส่องสว่างน้อยมาจากความร้อนที่สะสมไว้
ดาวแคระขาว ถ้าดาวแคระขาวมีมวลเกินกว่าขีดจำกัดจันทรสิกขาและไม่มีปฏิกิริยานิวเคลียร์ ความดันที่เกิดขึ้นจากอิเล็กตรอนก็จะไม่สามารถรักษาสมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงได้นานและก็จะพังทลายลงมาเป็นวัตถุที่มีความหนาแน่นสูงกว่า เช่น ดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ อย่างไรก็ตามดาวแคระขาวคาร์บอนออกซิเจนจะเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันและดับปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นทำให้เกิดซูเปอร์โนวาประเภท 1a และดาวแคระขาวจะถูกทำลายก่อนที่จะถึงขีดจำกัดมวล
ดาวแคระขาว ดาวแคระขาวถูกพิจารณาว่าเป็นจุดสิ้นสุดของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์จากแถบดาวกระบวนหลักที่มีมวลตั้งแต่ 0.07 ถึง 10 เท่าของดวงอาทิตย์
ส่วนประกอบของดาวแคระขาวจะแตกต่างกันขึ้นอยู่กับมวลเริ่มต้นของดาว
ดาวแคระขาว เพื่อที่จะทำให้การคำนวณความสัมพันธ์ระหว่างมวลและรัศมีเพิ่มขึ้นและขีดจำกัดมวลของดาวแคระขาวแม่นยำขึ้น ต้องคำนวณสมการสถานะซึ่งจะอธิบายถึงความสัมพันธ์ระหว่างความหนาแน่นและความดันในสสารของดาวแคระขาวด้วย ถ้าให้ความหนาแน่นและความดันทั้งคู่เป็นฟังก์ชันของรัศมีจากศูนย์กลางของดาว สมการของระบบก็จะประกอบด้วย hydro static equation พร้อมกับสมการสถานะจะสามารถแก้สมการเพื่อหาโครงสร้างของดาวแคระขาวในสภาวะสมดุลได้ ในกรณีของ non-relativistic เราจะยังคงหาได้ว่ารัศมีแปรผกผันกับสัดส่วนของรากที่สามของมวล การแก้โดย Relativistic จะได้ผลลัพธ์ที่เปลี่ยนแปลงไปคือรัศมีจะกลายเป็น 0 เมื่อมีมวลเท่ากับขีดจำกัดมวล (หรือขีดจำกัดจันทรสิกขา) เมื่อดาวแคระขาวไม่สามารถที่จะถูกพยุงด้วยความดัน electron degeneracy ได้ จากกราฟแสดงให้เห็นถึงผลลัพธ์ที่ได้จากการคำนวณเส้นสีน้ำเงินคือแบบจำลองการเปลี่ยนแปลงรัศมีและมวลซึ่ง non-relativistic และเส้นสีเขียวคือ relativistic แบบจำลองทั้งสองถูกแก้โดยให้ดาวแคระขาวเป็นแก๊สเฟอร์มิเย็นในสภาวะสมดุล hydrostatic ค่าเฉลี่ยของมวลโมเลกุลกำหนดให้เป็น 2 มวลและรัศมีถูกวัดในหน่วยเท่าของดวงอาทิตย์
ดาวแคระขาว เนื่องจากธาตุที่มีอยู่ในดาวแคระขาวไม่อาจทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นได้อีกต่อไป ดังนั้นดาวแคระขาวจึงไม่มีแหล่งพลังงานจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นที่จะสร้างความร้อนเพียงพอที่จะต้านการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงได้ (ดาวดำรงอยู่ได้ด้วยแรงดัน electron degeneracy เท่านั้น) และทำให้ดาวมีความหนาแน่นสูง จากฟิสิกส์ของ degeneracy สามารถหามวลมากที่สุดของดาวแคระขาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองเท่าที่จะมีได้ โดยค่านี้เรียกว่าขีดจำกัดจันทรสิกขา ซึ่งมีค่าประมาณ 1.4 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ถ้ามีค่ามากกว่านี้ จะไม่สามารถพยุงความดัน degeneracy ได้ (ดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนก็มีมวลอยู่ในช่วงนี้) ถ้ามวลสารมีการถ่ายเทจากคู่ของมันจะเกิดการระเบิดขึ้นเป็นซูเปอร์โนวาชนิด Ia ซึ่งกระบวนการนี้เรียกว่า carbon detonation (ตัวอย่างของซูเปอร์โนวาชนิดนี้ที่โด่งดังที่สุดคือ SN 1006)
โนวา ถ้าดาวเคราะขาวมีคู่ที่อยู่ใกล้มันมากเกินไปหรือเกยเข้ามาในขอบเขตโรเชของมัน ดาวแคระขาวก็จะเริ่มดึงมวลจากคู่ของมันแล้ว คู่ของมันอาจเป็นดาวในแถบลำดับหลักหรือเป็นดาวอายุมากที่ใกล้สิ้นสุดอายุขัยและกำลังกลายเป็นดาวยักษ์แดงก็ได้ ก๊าซที่ถูกดึงมาส่วนใหญ่ประกอบไบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมซึ่งเป็น 2 ธาตุหลักในส่วนประกอบสสารธรรมดาในจักรวาล ก๊าซที่ถูกดูดมาถูกอัดแน่นบนพื้นผิวของดาวแคระขาวโดยแรงโน้มถ่วงที่รุนแรงของมัน สสารที่ดาวแคระขาวดูดมาถูกบีบอัดและเพิ่มความร้อนจนอุณหภูมิสูงมากในขณะที่สสารกำลังถูกดูดออกมาจากดาวอย่างต่อเนื่อง ดาวแคระขาวประกอบไปด้วยสสารเสื่อม และจึงไม่พองตัวเมื่อความร้อนเพิ่มในขณะที่ไฮโดรเจนที่ถูกดูดมาถูกบีบอัดบนพื้นผิวของดาว การที่ต้องพึ่งแรงอัดและอุณหภุมิในอัตราความเร็วไฮโดรเจนฟิวชั่นหมายความว่าเมื่อมีการบีบอัดและความร้อนที่พื้นผิวดาวแคระขาวกับอุณหภูมิประมาณ 20 ล้านเคลวินว่าปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นเกิดขึ้น และอุณหภูมินี้สามารถถูกเผาไหม้ผ่านวงจรซีเอ็นโอ
ดาวแคระขาว เมื่อการเพิ่มของสสารไม่สามารถที่จะดึงดาวแคระขาวให้เข้าใกล้ขีดจำกัดจันทรสิกขาได้ สสารที่เต็มไปด้วยไฮโดรเจนที่ถูกเพิ่มเข้ามาในพื้นผิวของมันก็ยังคงจุดระเบิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ เพราะใจกลางของดาวแคระขาวยังสมบูรณ์อยู่ การระเบิดก็จะสามารถเกิดต่อเนื่องเป็นระยะเวลาอันยาวนานเมื่อการเพิ่มมวลของมันยังคงดำเนินต่อไป การเกิดปรากฏการณ์ที่รุนแรงชนิดที่อ่อนกว่าจะเรียกว่าโนวา (ดั้งเดิม) นักดาราศาสตร์ก็สำรวจโนวาแคระด้วยเช่นกัน มันมีขนาดเล็กกว่า ความถี่ของจุดสูงสุดของกำลังส่องสว่างก็มากกว่าโนวาดั้งเดิม และคิดว่าไม่สามารถที่จะทำให้เกิดปฏิกิริยาฟิวชั่นได้แต่ถกแทนที่ด้วยการปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วงในระหว่างการเพิ่มมวล โดยทั่วไปแล้วระบบดาวคู่ของดาวแคระขาวเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันเรียกว่า Cataclysmic variables นั่นคือโนวาและโนวาแคระหรือเป็นชนิดของดาวแปรแสงหลายชนิดที่รู้จัก ทั้งปฏิกิริยาฟิวชั่นและการเพิ่มกำลังของ cataclysmic variables ถูกสำรวจเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์
มหานวดาราประเภท 1เอ ในทางกายภาพแล้ว ดาวแคระขาวที่มีการอัตราหมุนรอบตัวเองต่ำ จะมีมวลจำกัดที่ต่ำกว่าขีดจำกัดจันทรสิกขา คือ ประมาณ 1.38 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ นี่คือขีดจำกัดมวลมากที่สุดซึ่งแรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนยังสามารถรองรับได้ หากพ้นจากขีดจำกัดมวลนี้ ดาวแคระขาวจะเริ่มยุบตัว ถ้าดาวแคระขาวเริ่มสะสมมวลจากดาวคู่ของมัน เชื่อกันว่าแกนกลางจะมีอุณหภูมิสูงจนสามารถเริ่มการฟิวชั่นคาร์บอนได้เมื่อถึงขีดจำกัด ถ้าดาวแคระขาวรวมตัวเข้ากับดาวฤกษ์อื่น (เป็นเหตุการณ์ที่พบน้อยมาก) มันก็จะมีมวลสูงกว่าขีดจำกัดและเริ่มยุบตัวลง ซึ่งก็จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นจนเกินขีดจำกัดการจุดระเบิดของนิวเคลียร์ฟิวชั่นเช่นเดียวกัน ภายในเวลาไม่กี่วินาทีหลังจากเริ่มกระบวนการนิวเคลียร์ฟิวชั่น เศษสสารของดาวแคระขาวจะทำปฏิกิริยาภาวะความร้อนเฉียบพลัน ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานออกมามากพอ (1–2 × 10 จูล) ในการทำให้ดาวระเบิดออกกลายเป็นมหานวดาราได้
ดาวแคระขาว ถ้าดาวมีมวลเพียงพอ ใจกลางของมันจะมีความร้อนเพียงพอที่จะจุดคาร์บอนเป็นนีออน และหลอดนีออนเป็นเหล็ก ดังนั้นดาวจะไม่สามารถจะกลายเป็นดาวแคระขาวที่มีมวลของใจกลางของมันซึ่งไม่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นแต่ถูกพยุงด้วยความดันอิเล็กตรอนดีเจเนอเรซี เมื่อมีมวลมากเกินกว่ามวลที่เป็นไปได้ที่จะสามารถพยุงได้ด้วยความดันดีเจเนอเรซี ใจกลางดาวก็จะยุบตัวและก็จะระเบิดเป็น core-collapse supernova ซึ่งจะเหลือดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ หรือดาวที่หนาแน่นประหลาดอื่น ๆ ดาวในแถบกระบวนหลักบางดวงอาจจะเป็นไปได้ที่มวล 8 - 10 เท่าของดวงอาทิตย์มากพอที่จะหลอมคาร์บอนเป็นนีออนและแมกนีเซียมหรืออาจจะมีมวลไม่พอที่จะหลอมนีออน ดังนั้นดาวควรจะเหลือซากดาวแคระขาวที่ประกอบไปด้วยออกซิเจน นีออนและแมกนีเซียมโดยมีเงื่อนไขว่าใจกลางไม่ยุบตัวหรือปฏิกิริยาฟิวชั่นจะไม่รุนแรงจนพัดพาบางส่วนออกไปกลายเป็นซูเปอร์โนวา ตลอดจนดาวแคระขาวโดดเดียวบางดวงจะถูกจำแนกเป็นชนิดนี้ หลักฐานส่วนใหญ่สำหรับการมีอยู่ของดาวชนิดนี้จะมากจากโนวาที่ถูกเรียกว่าโนวา OneMg หรือ Neon สเปกตรัมของโนวานี้จะอุดมไปด้วยนีออน แมกนีเซียม หรือมวลตัวกลางอื่น ๆ ที่ปรากฏเฉพาะการเพิ่มสสารไปยังดาวแคระขาวนีออนแมกนีเซียมที่สามารถอธิบายได้
กระจุกดาวลูกไก่ นอกจากนี้ในกระจุกดาวยังมีดาวแคระขาวอยู่เป็นจำนวนมาก เมื่อคำนึงว่าดาวฤกษ์ปกติในกระจุกดาวอายุน้อยไม่น่าจะวิวัฒนาการไปจนกลายเป็นดาวแคระขาวได้ เพราะเป็นกระบวนการที่ต้องใช้เวลาหลายพันล้านปี จึงเชื่อว่าดาวพวกนี้ไม่น่าจะเป็นดาวฤกษ์มวลน้อยหรือมวลปานกลาง แต่ดั้งเดิมน่าจะเป็นดาวฤกษ์มวลมากในระบบดาวคู่ การเคลื่อนย้ายมวลจากดาวฤกษ์มวลมากไปยังดาวคู่ของมันระหว่างการวิวัฒนาการอย่างรวดเร็วน่าจะทำให้ดาวกลายไปเป็นดาวแคระขาวได้เร็วขึ้น แม้รายละเอียดของการเคลื่อนย้ายมวลจากแรงโน้มถ่วงสูงไปยังแรงโน้มถ่วงน้อยในสมมุติฐานนี้ยังไม่อาจอธิบายได้
มหานวดารา เป็นการระเบิดภายในระบบเทหวัตถุคู่ที่ดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาวอีกดวงเป็นดาวฤกษ์ธรรมดาหรือไม่ก็เป็นดาวแคระขาวทั้งสองดวง เมื่อดาวแคระขาวดูดกลืนเอาก๊าซจากดาวฤกษ์อีกดวงจนกระทั่งกระตุ้นให้เกิดการระเบิดอย่างรุนแรง การดูดกลืนก็มีสองแบบดังนี้
ดาวเคราะห์น้อย ดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่มีการตั้งชื่อคือ ซีรีส ค้นพบในปี พ.ศ. 2344 โดย จูเซปเป ปิอาซซี ซึ่งในช่วงแรกคิดว่าได้ค้นพบดาวเคราะห์ดวงใหม่ และกำหนดประเภทให้มันว่าเป็นดาวเคราะห์แคระ ซีรีสนับเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงใหญ่ที่สุดเท่าที่เป็นที่รู้จักกันในปัจจุบัน และจัดอยู่ในประเภทดาวเคราะห์แคระ ส่วนดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นๆ จัดเป็นวัตถุในระบบสุริยะขนาดเล็ก เซอร์วิลเลียม เฮอร์เชล (พ.ศ. 2281 - 2365 ผู้ค้นพบดาวยูเรนัส เมื่อ พ.ศ. 2324) เป็นผู้ประดิษฐ์คำศัพท์ "asteroid" ให้แก่วัตถุอวกาศชุดแรก ๆ ที่ค้นพบในคริสต์ศตวรรษที่ 19 ซึ่งทั้งหมดมีวงโคจรรอบดวงอาทิตย์อยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี โดยส่วนใหญ่วงโคจรมักบิดเบี้ยวไม่เป็นวงรี แต่หลังจากนั้นมีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยอยู่ระหว่างวงโคจรของดาวเคราะห์ต่างๆ นับตั้งแต่ดาวพุธไปจนถึงดาวเนปจูน และอีกหลายร้อยดวงอยู่พ้นจากดาวเนปจูนออกไป
ดาวแคระขาว จะเห็นว่าว่าเมื่อเราเพิ่มมวลให้กับดาวแคระขาว รัศมีของมันก็จะลดลง จากการใช้หลักความไม่แน่นอนจะพบว่าโมเมนตัมหรือความเร็วจะเพิ่มขึ้นจนความเร็วใกล้เคียงแสง การใช้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปจะแน่นอนแม่นยำที่สุด หมายความว่ามวล "M" ของดาวแคระขาวจะต้องเข้าใกล้ "M""limit"
มหานวดาราประเภท 1เอ แต่ต่อมา นักวิทยาศาสตร์พบว่ามีมหานวดาราประเภท 1เอ บางดวงมีความสว่างมากผิดปกติ ซึ่งน่าจะเป็นไปได้ว่าดาวแคระขาวก่อนเกิดมหานวดารามีมวลสูงกว่าขีดจำกัดจันทรสิกขา โดยนักวิทยาศาสตร์พบมหานวดาราแบบนี้มาแล้ว 4 ดวงนับตั้งแต่ พ.ศ. 2546 และได้ให้ชื่ออย่างไม่เป็นทางการว่า "ซูเปอร์จันทรา" ริชาร์ด สเกลโซ จากมหาวิทยาลัยเยล ได้ระบุถึงมวลดาวแคระขาวที่เป็นต้นกำเนิดมหานวดารา SN 2007if ว่ามีมวล 2.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และยังค้นพบด้วยว่าความสว่างนั้นมาจากชั้นแก๊สที่สาดออกมาก่อนและหลังการระเบิดด้วย
ดาวแคระขาว เป็นการง่ายที่จะหาความสัมพันธ์อย่างคร่าว ๆ ระหว่างมวลกับรัศมีโดยใช้การใช้ Energy minimization argument พลังงานของดาวแคระขาวสามารถประมาณได้จากการรวมกันของพลังงานศักย์โน้มถ่วงและพลังงานจลน์ พลังงานศักย์โน้มถ่วงของหน่วยมวลของดาวแคระขาว E จะคือ -GM/R เมื่อ G เป็นค่าคงที่แรงโน้มถ่วง M เป็นมวลของดาวแคระขาวและ R เป็นรัศมี พลังงานจลน์ต่อหน่วยมวล E ขั้นต้นจะหาได้จากการเคลื่อนที่ของอิเล็กตรอน ดังนั้นจึงมีค่าประมาณ N p/2m เมื่อ p เป็นโมเมนตัมเฉลี่ยของอิเล็กตรอน m คือมวลอิเล็กตรอนและ N คือจำนวนอิเล็กตรอนต่อหน่วยมวล เพราะอิเล็กตรอน degenerate ดังนั้นจึงสามารถประมาณ p ได้จากหลักความไม่แน่นอนของโมเมนตัม Δ"p" จาก Δ"p"Δ"x" ในออร์เดอร์ของ ค่าคงที่ของพลังค์ "ħ" และ Δ"x" คือระยะทางเฉลี่ยระหว่างอิเล็กตรอนซึ่งประมาณ "n" นั่นคือ รากที่สามของจำนวนความหนาแน่น เมื่อ n คือจำนวนอิเล็กตรอนต่อหน่วยปริมาตร เพราะว่า N M อิเล็กตรอนในดาวแคระขาวและปริมาตรของมันอยู่ในออร์เดอร์ R n จึงอยู่ในออร์เดอร์ของ "N M"/"R"
มหานวดาราประเภท 1เอ มหานวดาราประเภท 1เอ เป็นประเภทย่อยของซากดาวแปรแสงประเภทหนึ่งที่เกิดจากการระเบิดอย่างรุนแรงของดาวแคระขาว ดาวแคระขาวนี้เป็นซากดาวฤกษ์ซึ่งสิ้นสุดอายุขัยแล้ว และไม่สามารถสร้างปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นได้อีกต่อไป อย่างไรก็ดี ดาวแคระขาวที่ยังมีคาร์บอน-ออกซิเจนอยู่อาจสามารถทำปฏิกิริยาฟิวชั่นต่อไปได้อีก ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานมหาศาลออกมาหากอุณหภูมิของมันสูงมากพอ
ดาวแคระขาว นั่นคือรัศมีของดาวแคระขาวแปรผกผันตามสัดส่วนของรากที่สามของมวลเพราะการวิเคราะห์นี้ไม่ใช้สูตรสัมพัทธภาพ คือ "p"/"2m" สำหรับพลังงานจลน์ ถ้าเราวิเคราะห์สถานการณ์ที่ความเร็วของอิเล็กตรอนในดาวแคระขาวใกล้เคียงกับความเร็วแสงมาก c เราต้องแทน "p"/"2m" ด้วยการประมาณ relativistic "p c" สำหรับพลังงานจลน์ ถ้าแทนด้วยการประมาณนี้จะได้
ดาวแคระขาว เบสเซลประมาณคาบการโคจรคร่าว ๆ ของคู่ของดาวซิริอุสไว้ที่ครึ่งศตวรรษ C.H.F.Peter เป็นผู้คำนวณคาบโคจรได้ในปี ค.ศ. 1851 แต่ล่วงไปจนกระทั่ง 31 มกราคม ค.ศ. 1862 อัลแวน เกรแฮม คลาร์คจึงได้ค้นพบดาวอีกดวงหนึ่งใกล้ดาวซิริอุส ซึ่งก่อนหน้านี้ไม่เคยสังเกตเห็นมาก่อน และต่อมาจึงสามารถระบุยืนยันได้ว่าเป็นดาวคู่ของมันนั่นเอง ในปี ค.ศ. 1915 วอลเตอร์ อดัมส์ จึงประกาศว่าสเปคตรัมของดาวซิริอุส บี มีลักษณะเหมือนกันกับดาวซิริอุส
ดาวแคระขาว การมีอยู่ของขีดจำกัดมวลที่ไม่มีดาวแคระขาวใดสามารถเกินกว่านี้ได้คือผลสำคัญที่จะถูกค้ำยันโดย electron degeneracy pressure มวลทั้งหลายนี้ถูกเผยแพร่ในปี 1929 โดย วิลเฮล์ม แอนเดอร์สัน และปี 1930 โดย เอ็ดมอนด์ ซี. สโตนเนอร์ ค่าขีดจำกัดใหม่ถูกเผยแพร่ในปี 1931 โดยสุพรหมัณยัน จันทรเศขร ในงานวิจัยของเขา "มวลมากที่สุดของดาวแคระขาวในอุดมคติ" สำหรับดาวแคระขาวที่ไม่มีการหมุน ซึ่งเท่ากับค่าที่ได้จากการประมาณ 5.7/"μ" เท่าของดวงอาทิตย์ เมื่อ "μ"คือน้ำหนักโมเลกุลเฉลี่ยต่ออิเล็กตรอนของดาวคือคาร์บอน-12 และออกซิเจน-16 ที่ประกอบอยู่มากในดาวแคระขาวคาร์บอนออกซิเจน ทั้งคู่มีเลขอะตอมเท่ากับครึ่งหนึ่งของน้ำหนักอะตอมเมื่อแทน "μ" เท่ากับ 2 ก็จะได้ค่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ใกล้กับค่าที่ประมาณในเวลาเริ่มต้นศตวรรษที่ 20 นี่เป็นเหตุผลที่ทำให้เชื่อว่าดาวประกอบด้วยธาตุที่หนักมากเป็นองค์ประกอบสำคัญ และในงานวิจัยของจันทรสิกขาตั้งค่าเฉลี่ยโมเลกุลต่ออิเล็กตรอน "μ" เท่ากับ 2.5 จะทำให้ได้ขีดจำกัดเท่ากับ 0.91 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เหมือนของ วิลเลียม อัลเฟรด ฟาวเลอร์ จันทรสิกขาได้รับรางวัลโนเบลจากผลงานนี้และงานอื่นของเขาในปี 1983 ขีดจำกัดมวลปัจจุบันเรียกว่า "ขีดจำกัดจันทรสิกขา"
ดาวแคระขาว ดาวแคระขาวมีกำลังส่องสว่างต่ำและปรากฏเป็นแถบใต้ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ ซึ่งเป็นกราฟที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่างกำลังส่องสว่างกับสีหรืออุณหภูมิ มันไม่ไปปะปนกับวัตถุมวลน้อยอื่น ๆ ของแถบลำดับหลักเช่นดาวแคระแดงที่จุดไฮโดรเจนนิวเคลียร์ฟิวชันที่ใจกลางมีความดันจากอุณหภูมิหรือดาวแคระน้ำตาลที่มีอุณหภูมิต่ำ
กระจุกดาวเปิด สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลปานกลางจนถึงค่อนข้างน้อย หลังจากที่ใช้ไฮโดรเจนหมดไปในปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นแล้ว รอบนอกของดาวฤกษ์เหล่านี้จะแปลงไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แล้วจึงค่อย ๆ เปลี่ยนไปเป็นดาวแคระขาว แต่แม้ว่ากระจุกดาวส่วนใหญ่จะกระจัดกระจายตัวออกไปก่อนที่สมาชิกส่วนใหญ่จะแปรสภาพไปเป็นดาวแคระขาว ทว่าจำนวนของดาวแคระขาวที่พบในกระจุกดาวเปิดกลับต่ำกว่าที่คาดเมื่อดูจากอายุของกระจุกดาวและการคาดการณ์การกระจายตัวของมวลดาวฤกษ์ในตอนเริ่มต้น คำอธิบายหนึ่งที่เป็นไปได้คือ เมื่อดาวยักษ์แดงแปรขอบเขตชั้นนอกของตนไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แล้ว ก็เกิดความไม่สมมาตรขึ้นเนื่องจากการสูญเสียมวล ทำให้ดาวดวงนั้นถูก "เตะ" ด้วยความเร็วหลายกิโลเมตรต่อวินาที ซึ่งมากพอจะผลักดาวดวงนั้นออกไปจากกระจุกดาวได้
แทรปพิสต์-1ดี แทรปพิสต์-1ดี () หรือ2MASS J23062928-0502285 d คือดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรรอบดาวแคระขาว แทรปพิสต์-1 ห่างจากโลก 40 ปีแสง (12.1 พาร์กเซส) อยู่ในกลุ่มดาวคนแบกหม้อน้ำ โดยดาวถูกค้นพบโดยการใช้วิธีตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบ
ดาวฤกษ์ เมื่อถึงขั้นนี้ ดาวฤกษ์มวลปานกลางซึ่งวิวัฒนาการแล้วจะสลัดพื้นผิวชั้นนอกออกมาเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ หากสิ่งที่เหลือจากบรรยากาศชั้นนอกที่ลอยกระจายออกไปมีมวลน้อยกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มันจะยุบตัวลงจนกลายเป็นวัตถุขนาดค่อนข้างเล็ก (มีขนาดเท่ากับขนาดของโลก) ซึ่งไม่มีมวลมากพอที่จะมีแรงกดดันเกิดขึ้นไปมากกว่านี้อีก หรือที่รู้จักกันว่า ดาวแคระขาว สสารเสื่อมอิเล็กตรอนภายในดาวแคระขาวจะไม่ใช่พลาสม่าอีกต่อไป ถึงแม้ว่าดาวฤกษ์จะหมายความถึงทรงกลมซึ่งประกอบไปด้วยพลาสม่าก็ตาม ในที่สุด ดาวแคระขาวก็จะจางลงจนกลายเป็นดาวแคระดำ หลังจากเวลาผ่านไป
ดาวเฮาเมอา เฮาเมอา (; ) มีชื่อเดิมว่า 136108 เฮาเมอา เป็นดาวเคราะห์แคระดวงหนึ่งในแถบไคเปอร์ มีมวลขนาดหนึ่งในสามของดาวพลูโต ถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2547 โดยไมเคิล อี. บราวน์ (Michael E. Brown) และทีมค้นหาจากสถาบันเทคโนโลยีแคลิฟอร์เนีย (แคลเทค) และหอดูดาวเมานาเคอาในสหรัฐอเมริกา และในปี พ.ศ. 2548 โดยโคเซ ลุยส์ ออร์ติซ โมเรโน (José Luis Ortiz Moreno) และทีมค้นหาจากหอดูดาวเซียร์ราเนบาดาในประเทศสเปน (แต่การอ้างว่าเป็นผู้ค้นพบของฝ่ายหลังถูกโต้แย้ง) ในวันที่ 17 กันยายน พ.ศ. 2551 สหภาพดาราศาสตร์นานาชาติได้จัดดาวดวงนี้ให้อยู่ในกลุ่มของดาวเคราะห์แคระ และตั้งชื่อตามเฮาเมอา เทพีแห่งการให้กำเนิดของชาวฮาวาย
แทรปพิสต์-1บี แทรปพิสต์-1บี()หรือ2MASS J23062928-0502285 bคือดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรรอบดาวแคระขาว แทรปพิสต์-1 ซึ่งอยู่ในกลุ่มดาวคนแบกหม้อน้ำและอยู่ห่างจากโลกประมาณ 39 ปีแสง (12 พาร์กเซส) ดาวเคราะห์ถูกค้นพบโดยใช้วิธีการใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กสำหรับตรวจจับการผ่านหน้าของดาวเคราะห์และดาวเคราะห์แรกเริ่ม (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope; TRAPPIST) ซึ่งเป็นกล้องโทรทรรศน์ในหอดูดาวลาซียาในทะเลทรายอาตากามา ประเทศชิลี เพื่อสังเกตดาวฤกษ์และค้นหาดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์นี้ เทคนิคที่ใช้ค้นหาคือการตรวจสอบการเคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์ และประกาศค้นพบครั้งแรกเมื่อวันที่ 2 พฤษภาคม 2016
ดาวแคระขาว นับแต่แรกค้นพบ เราก็ทราบกันแล้วว่าดาวแคระขาวเป็นดาวที่มีความหนาแน่นสูงมาก ถ้ามันเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ในระบบดาวคู่เช่นในกรณีของ ดาวซิริอุส บี และ 40 Eridani B เราจะสามารถประเมินมวลของมันจากการเฝ้าสังเกตการโคจรของระบบดาวคู่ได้ ดังเช่นที่ได้ทำกับดาวซิริอุส บี ในปี ค.ศ. 1910 ค่าที่หาได้คือประมาณ 0.94 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (ผลการประเมินล่าสุดได้เป็น 1.00 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) นอกจากนี้ วัตถุที่ร้อนกว่าจะแผ่รังสีออกมามากกว่าวัตถุที่เย็นกว่า ดังนั้นเราจึงสามารถคำนวณความสว่างของพื้นผิวได้จากการประมาณอุณหภูมิยังผลของพื้นผิวซึ่งหาได้จากสเปกตรัม ถ้าเราทราบระยะห่างของดาวนั้น ก็จะสามารถประมาณความส่องสว่างทั้งหมดได้ ผลการเปรียบเทียบตัวเลขทั้งสองนี้จะทำให้เราทราบรัศมีของดาว ซึ่งผลลัพธ์ที่ได้คือดาวซิริอุส บี และ 40 Eridani B เป็นดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นสูงมาก สร้างความงุนงงสงสัยแก่เหล่านักดาราศาสตร์ในเวลานั้นเป็นอย่างมาก เช่น Ernst Öpik ได้ประมาณความหนาแน่นของระบบดาวคู่จำนวนหนึ่งในปี ค.ศ. 1916 เขาพบว่า 40 Eridani B มีความหนาแน่นมากกว่า 25,000 เท่าของดวงอาทิตย์ สูงจนเขาบอกว่า "เป็นไปไม่ได้" อาเทอร์ สแตนลีย์ เอ็ดดิงตัน กล่าวในเวลาต่อมาใน ค.ศ. 1927 ดังนี้
ดาวแคระขาว ตัด "N" ซึ่งขึ้นกับองค์ประกอบของดาวแคระขาวและค่าคงที่จักรวาลทิ้ง เหลือความสัมพันธ์ของมวลกับรัศมี
มหานวดาราประเภท 1เอ จากทฤษฎีฟิสิกส์ดาวฤกษ์ที่กล่าวว่าดาวแคระขาวทุกดวงมีมวลไม่เกินขีดจำกัดจันทรสิกขาและเกิดเป็นมหานวดาราประเภท 1เอ เมื่อดาวแคระขาวมีมวลถึงขีดจำกัดจันทรสิกขา ซึ่งหมายความว่า ดาวแคระขาวก่อนเกิดมหานวดาราจะมีมวลเท่ากัน และจะได้ว่ามหานวดาราประเภทนี้จะมีความสว่างสัมบูรณ์เท่ากันด้วย จากสมบัติดังกล่าว ทำให้นักจักรวาลวิทยาสามารถใช้มหานวดาราประเภท 1เอ ในการวัดระยะห่างระหว่างดาราจักรได้
เนบิวลา เนบิวลาดาวเคราะห์ () เนบิวลาดาวเคราะห์เป็นส่วนหนึ่งของวิวัฒนาการในช่วงสุดท้ายของดาวฤกษ์มวลน้อย และดาวฤกษ์มวลปานกลาง เมื่อมันเข้าสู่ช่วงสุดท้ายของชีวิต ไฮโดรเจนในแกนกลางหมดลง ส่งผลให้ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ภายในแกนกลางยุติลงด้วย ทำให้ดาวฤกษ์เสียสมดุลระหว่างแรงดันออกจากความร้อนกับแรงโน้มถ่วง ทำให้แกนกลางของดาวยุบตัวลงเข้าหาศูนย์กลางเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของตัวมันเอง จนกระทั่งหยุดเนื่องจากแรงดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอน กลายเป็นดาวแคระขาว เปลือกภายนอกและเนื้อสารของดาวจะหลุดออก และขยายตัวไปในอวกาศ เป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ซึ่งไม่มีพลังงานอยู่ แต่มันสว่างขึ้นได้เนื่องจากได้รับพลังงานจากดาวแคระขาวที่อยู่ภายใน เมื่อเวลาผ่านไปดาวแคระขาวก็จะเย็นตัวลง และเนบิวลาดาวเคราะห์ก็จะขยายตัวไปเรื่อยๆ จนกระทั่งจางหายไปในอวกาศ
หอดูดาวท้องฟ้าซีกใต้แห่งยุโรป อุปกรณ์ทันสมัยจำนวนมากที่หอดูดาวแห่งนี้ได้ช่วยเหลือการค้นพบทางดาราศาสตร์ครั้งสำคัญๆ หลายครั้ง และช่วยสร้างรายการวัตถุทางดาราศาสตร์จำนวนมาก การค้นพบเมื่อไม่นานมานี้รวมถึงการค้นพบ แสงวาบรังสีแกมมาที่อยู่ไกลที่สุด และการค้นพบหลักฐานการมีอยู่ของหลุมดำที่บริเวณใจกลางทางช้างเผือกของเรา ในปี ค.ศ. 2004 กล้องโทรทรรศน์ VLT ได้ช่วยให้นักดาราศาสตร์จับภาพถ่ายแรกของดาวเคราะห์นอกระบบ 2M1207b ที่โคจรรอบดาวแคระน้ำตาลดวงหนึ่งซึ่งอยู่ห่างออกไป 173 ปีแสง นอกจากนี้อุปกรณ์ HARPS ยังได้ช่วยเหลือการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบอีกเป็นจำนวนมาก รวมถึงการค้นพบ กลีส 581 ซี ซึ่งโคจรรอบดาวแคระแดง กล้องโทรทรรศน์ VLT ยังช่วยในการค้นพบดาราจักรที่ไกลที่สุดเท่าที่มนุษย์เคยรู้จัก คือ Abell 1835 IR1916
กลีเซอ 876 บี กลีเซอ 876 บี เป็นดาวเคราะห์นอกระบบที่อยู่ในวงโคจรรอบดาวแคระแดง กลีเซอ 876 ในกลุ่มดาวคนแบกหม้อน้ำ ดาวดวงนี้ค้นพบในเดือนมิถุนายน ค.ศ. 1998 เป็นดาวเคราะห์ดวงแรกที่ถูกค้นพบในวงโคจรของดาวแคระแดง
ดาวแคระขาว ดาวแคระขาวจะอยู่ในสภาวะสมดุลเมื่อ "E" + "E" มีค่าต่ำสุด จากจุดนี้จึงสามารถเปรียบเทียบพลังงานศักย์และพลังงานจลน์ได้ ดังนั้นเราจึงหาความสัมพันธ์ของมวลและรัศมีโดยการคำนวณขนาดของมัน
มหานวดารา ดาวที่มีโอกาสเป็นมหานวดาราได้ในเร็วๆนี้ คือ IK Pegasi (HR 8210) ตั้งอยู่ห่างไป 150 ปีแสง ซึ่งประกอบด้วยกลุ่มดาวเรียงกันและดาวแคระขาว ห่างกันแค่ 31 ล้านกิโลเมตร โดยดาวแคระขาวมีมวลเป็น 1.15 เท่าของดวงอาทิตย์ และต้องใช้เวลาหลายล้านปีก่อนที่จะกลายเป็นมหานวดาราประเภทที่ 1 ได้
มหานวดาราประเภท 1เอ ดาวแคระขาวสามารถพอกพูนมวลจากดาวคู่ชนิดอื่นๆ ได้ด้วยเช่นกัน ซึ่งรวมไปถึงดาวยักษ์เล็ก หรือแม้กระทั่งดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก (ถ้าวงโคจรอยู่ใกล้กันมากพอ) กระบวนการวิวัฒนาการแท้จริงในระยะการพอกพูนมวลนี้ยังคงไม่แน่นอน ซึ่งอาจขึ้นอยู่กับอัตราการพอกพูนมวลและการถ่ายเทโมเมนตัมเชิงมุมไปให้กับคู่ดาวแคระขาว
ดาวฤกษ์ ดาวแปรแสงแบบระเบิด (Cataclysmic หรือ Explosive variables) คือดาวที่มีการเปลี่ยนแปลงคุณสมบัติภายใน ดาวจำพวกนี้รวมไปถึงโนวาและซูเปอร์โนวา ระบบดาวคู่ที่มีดาวแคระขาวอยู่ใกล้ ๆ ก็อาจทำให้เกิดการระเบิดของดาวฤกษ์ในลักษณะนี้ รวมถึงโนวา และซูเปอร์โนวาประเภท 1a การระเบิดเกิดขึ้นเมื่อดาวแคระขาวดึงไฮโดรเจนจากดาวคู่ของมันและพอกพูนมวลมากขึ้นจนกระทั่งไฮโดรเจนมีมากเกินกว่ากระบวนการฟิวชั่น โนวาบางชนิดยังเกิดซ้ำแล้วซ้ำอีก ทำให้เกิดคาบการระเบิดเป็นช่วง ๆ
แทรปพิสต์-1เอช แทรปพิสต์-1เอช()หรือ2MASS J23062928-0502285 h คือดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรรอบดาวแคระขาว แทรปพิสต์-1 ห่างจากโลก 39 ปีแสง (12 พาร์กเซส) อยู่ในกลุ่มดาวคนแบกหม้อน้ำ เป็นดาวเคราะห์นอกระบบใหม่สี่ดวงที่ค้นพบว่าโคจรรอบดาวฤกษ์โดยใช้ข้อสังเกตจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์
เนบิวลาดาวเสาร์ เนบิวลาดาวเสาร์ () หรือรู้จักกันดีในชื่อ NGC 7009 หรือ เคาด์เวลล์ 55 เป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ ตั้งอยู่ในกลุ่มดาวคนแบกหม้อน้ำมันปรากฏเป็นสีเขียวเหลืองในกล้องโทรทรรศน์มือสมัครเล่นเล็ก ต้นพบโดย วิลเลียม เฮอร์เชล ในวันที่ 7 กันยายน ค.ศ. 1782 โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ที่ออกแบบด้วยเขาเองในสวนในบ้านเขาที่เมืองแดทเคท ,ประเทศอังกฤษ และเป็นหนึ่งในการค้นพบเร็วของเขาในการสำรวจท้องฟ้าของเขาคือ เนบิวลาแต่เดิมเป็นดาวฤกษ์มวลต่ำ ซึ่งออกมาเป็นชั้นในพื้นที่ก่อตัวเนบิวลา ดาวส่วนกลางขณะนี้คือดาวแคระขาวสว่างจากโชติมาตรปรากฏ 11.5
มหานวดาราประเภท 1เอ มหานวดาราประเภท 1เอ เป็นประเภทย่อยตามการจัดประเภทมหานวดาราแบบมินคอฟสกี-ชวิกกี ซึ่งคิดค้นขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน รูดอล์ฟ มินคอฟสกีและฟริตซ์ ชวิกกี มหานวดาราประเภทนี้เกิดขึ้นได้จากหลายวิธี แต่ก็มีกลไกพื้นฐานร่วมกันอยู่ส่วนหนึ่ง เมื่อดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนซึ่งหมุนรอบตัวเองอย่างช้า ๆ พอกพูนมวลสารจากดาวคู่ของมัน มันไม่สามารถเพิ่มมวลจนเกินขีดจำกัดจันทรสิกขาที่ราว 1.38 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ได้ หากเกินกว่านั้น มันจะไม่สามารถรองรับน้ำหนักของตัวเองโดยอาศัยแรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนได้ และจะเริ่มยุบตัวลง หากไม่เกิดกระบวนการชดเชยแรง ดาวแคระขาวจะยุบตัวลงกลายไปเป็นดาวนิวตรอน ดังเช่นที่เกิดขึ้นทั่วไปกับดาวแคระขาวซึ่งมีส่วนประกอบของแมกนีเซียม นีออน และออกซิเจนเป็นหลัก
กระจุกดาวลูกไก่ ในกระจุกดาวมีดาวแคระน้ำตาลอยู่หลายดวง ซึ่งเป็นวัตถุที่มีมวลน้อยกว่า 8% ของมวลของดวงอาทิตย์ ไม่มีน้ำหนักมากพอจะเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันในแกนกลางเพื่อกลายเป็นดาวฤกษ์ตามปกติได้ จำนวนดาวแบบนี้อาจมีอยู่ประมาณ 25% ของจำนวนสมาชิกทั้งหมดในกระจุก แม้จะมีมวลรวมเพียงไม่ถึง 2% ของมวลรวมของกระจุกดาว นักดาราศาสตร์ทุ่มเทในการค้นหาและวิเคราะห์ดาวแคระน้ำตาลในกระจุกดาวลูกไก่ รวมถึงกระจุกดาวอายุน้อยอื่นๆ เพราะมันจะยังค่อนข้างสว่างและสามารถสังเกตได้ ขณะที่ดาวแคระน้ำตาลในกระจุกดาวที่มีอายุมากจะจางลงไปมากแล้วและทำการศึกษาได้ยากกว่ามาก
ดาราจักร ยุคแห่งการก่อตัวของดาวฤกษ์ในปัจจุบันคาดว่าจะดำเนินต่อไปอีกเป็นเวลาอย่างน้อยหนึ่งแสนล้านปี จากนั้น "ยุคดาว" จะค่อย ๆ เสื่อมลงในเวลาราว 10-100 ล้านล้านปี เมื่อดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดและมีชีวิตยาวนานที่สุดในห้วงอวกาศของเรา คือดาวแคระแดง เริ่มจางหายไป ในตอนปลายของยุคดาว ดาราจักรจะประกอบไปด้วยวัตถุที่มีมวลอัดแน่น เช่นดาวแคระน้ำตาล ดาวแคระขาวที่กำลังเย็นลง ("ดาวแคระดำ") ดาวนิวตรอน และหลุมดำ เมื่อนั้นผลจากความโน้มถ่วงที่เริ่มคลายลงจะทำให้ดาวฤกษ์ทั้งหลายตกลงสู่ใจกลางหลุมดำมวลยวดยิ่ง หรือมิฉะนั้นก็ถูกเหวี่ยงออกไปสู่ห้วงอวกาศระหว่างดาราจักรอันเป็นผลจากการชนกัน
มหานวดารา แต่ละประเภทของมหานวดารา ที่ยังปรากฏให้เห็นอยู่ แบ่งได้เป็น 2 ประเภท ซึ่งเกิดพลังงานที่เกิดจากนิวเคลียร์ฟิวชัน หลังจากแกนกลางของดาวมีอายุมวลมากเข้าสู่ความตาย และเริ่มสร้างพลังงานจากนิวเคลียร์ฟิวชัน อยู่ภายใต้แรงโน้มถ่วงที่จะนำไปสู่การยุบตัวของดวงดาว จนอาจกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือไม่ก็หลุมดำ การปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วง ทำให้เกิดทั้งความร้อนและสาดผิวชั้นนอกของดวงดาวให้กระเด็นออกไป ในทางกลับกัน ดาวแคระขาวอาจสะสมเพิ่มพูนสสารจนเพียงพอจากดาวข้างเคียงกัน หรือที่เรียกว่าระบบดาวคู่ (binary star system) เป็นการเพิ่มอุณหภูมิแกนกลางจนกระทั่งเกิดฟิวชันถึงระดับของธาตุคาร์บอน แกนกลางของดาวฤกษ์ที่ร้อนระอุซึ่งอยู่ในสภาวะยุบตัวเนื่องจากมีมวลเกินค่าขีดจำกัดของจันทรเศกขาร (Chandrasekhar limit) ซึ่งมีค่าประมาณ 1.38 เท่าของดวงอาทิตย์ เกิดเป็นมหานวดาราประเภท T1 (Type I Supernovae) แต่ว่าดาวแคระขาวจะแตกต่างตรงที่มีการระเบิดที่เล็กกว่าโดยใช้เชื้อเพลิงจากไฮโดรเจนที่ผิวของมัน เรียกว่า โนวาดาวที่มีมวลน้อย (ประมาณไม่ถึงเก้าเท่าของดวงอาทิตย์) เช่นดวงอาทิตย์ของเรา จะวิวัฒน์ไปเป็นดาวแคระขาวโดยปราศจากการเกิดมหานวดารา
อิปไซลอนแอนดรอมิดา เอ อิปไซลอนแอนดรอมิดา เอ () เป็นดาวแคระสีเหลือง-ขาวในระบบดาวคู่อิปไซลอนแอนดรอมิดา อยู่ห่างจากโลกราว 44 ปีแสงในบริเวณกลุ่มดาวแอนดรอมิดา ณ ตอนนี้ (พ.ศ. 2553) มีดาวเคราะห์นอกระบบ 4 ดวงที่ได้รับการยืนยันแล้วว่าโคจรอยู่รอบดาวฤกษ์เอกของระบบนี้ ดาวเคราะห์ทั้งสี่มีลักษณะเป็นดาวเคราะห์คล้ายดาวพฤหัสบดี อิปไซลอนแอนดรอมิดา เอเป็นดาวฤกษ์ดวงแรกในแถบลำดับหลักที่มีการค้นพบระบบดาว เคราะห์ซึ่งมีสมาชิกหลายดวง และเป็นดวงแรกในหมู่ดาวฤกษ์ประเภทระบบดาวหลายดวงซึ่งมีสมาชิกในระบบดาว เคราะห์หลายดวง อิปไซลอนแอนดรอมิดาเป็นดาวฤกษ์ในลำดับที่ 21 ในจำนวน 100 เป้าหมายแรกของโครงการค้นหาดาวเคราะห์คล้ายโลก () ขององค์การนาซ่า
มหานวดาราประเภท 1เอ คาดกันว่าดาวโดดเดี่ยวในดาราจักรทางช้างเผือกจะเกิดการชนกันขึ้นหนึ่งครั้งทุก ๆ 10-10 ปี ซึ่งเกิดน้อยครั้งกว่าการเกิดโนวามาก อย่างไรก็ตาม ในบริเวณใจกลางอันหนาแน่นของกระจุกดาวทรงกลมมีการชนกันบ่อยครั้งกว่ามาก (ดูเปรียบเทียบกับ ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน) กรณีที่น่าจะเกิดขึ้น ได้แก่ การชนกันในระบบดาวคู่ หรือระหว่างระบบดาวคู่สองระบบซึ่งมีดาวแคระขาวอยู่ในระบบ การชนดังกล่าวสามารถกลายมาเป็นระบบดาวคู่ที่กระชับแน่นระบบเดียวซึ่งมีดาวแคระขาวสองดวง วงโคจรของพวกมันจะค่อย ๆ เสื่อมลงและรวมตัวเข้าด้วยกันผ่านพื้นผิวห่อหุ้มที่ใช้ร่วมกัน
สุพรหมัณยัน จันทรเศขร ขีดจำกัดนี้มีผลต่อดาวที่มีมวลมากกว่า 8 เท่าของดวงอาทิตย์ด้วย สสารในแกนกลางของมันจะกลายเป็นเหล็กด้วยปฏิกิริยานิวเคลียร์ ถึงจุดนี้จะไม่มีพลังงานนิวเคลียร์อีกต่อไป เช่นเดียวกับในดาวแคระขาว เมื่อแกนเหล็กมีมวลเท่ากับมวลจันทรเศขร มันจะยุบเป็นดาวนิวตรอน และส่วนที่เหลือจะถูกผลักออกไป กลายเป็นซูเปอร์โนวาชนิด II ดาวแคระขาวบางแบบจะดึงสสารเข้ามาจากภายนอก และเมื่อมวลมากเท่ากับขีดจำกัดจันทรเศขร มันจะกลายเป็นซูเปอร์โนวาเช่นกัน ในกรณีนี้เรียกว่า ซูเปอร์โนวาชนิด Ia
แครอน (ดาวบริวาร) แครอน () เป็นดาวบริวารของดาวพลูโต ที่ถูกค้นพบเมื่อ พ.ศ. 2521 โดยเจมส์ คริสตี (James W. Christy) นักดาราศาสตร์แห่งหอดูดาวกองทัพเรือสหรัฐ ทุกวันนี้นักดาราศาสตร์พบว่า แครอนมีขนาดใกล้เคียงกับพลูโต คือมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,207 กิโลเมตร ขณะที่พลูโตมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 2,390 กิโลเมตร และจากนิยามใหม่ของดาวเคราะห์และดาวเคราะห์แคระ อาจถือได้ว่า แครอนและพลูโตเป็นดาวคู่ที่เป็นดาวเคราะห์แคระอยู่ในแถบไคเปอร์ ภายหลังการค้นพบดาวบริวารอีกสองดวงของพลูโต คือ นิกซ์ (Nix) และไฮดรา (Hydra) เมื่อ พ.ศ. 2548 บางครั้งนักดาราศาสตร์ก็เรียกแครอนว่า พลูโต I
เนบิวลาดาวเคราะห์ ครั้นต่อมาได้มีการศึกษาสเปกตรัมของแสงอาทิตย์ พบว่ามีฮีเลียม แต่ไม่พบเนบิวเลียม จนเฮนรี นอร์ริส รัสเซล (Henry Norris Russel) นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน เสนอว่า "เนบิวเลียม" เป็นธาตุที่เราคุ้นเคยกันดี แต่อยู่ในสภาวะที่เราไม่ทราบ ต่อมาค้นพบว่าใจกลางของเนบิวลาดาวเคราะห์ (คือดาวแคระขาว) มีอุณหภูมิสูงมากแต่มีแสงจางมาก ขณะที่ชั้นนอกของดาวยักษ์แดงดวงเดิมขยายตัวออกสู่อวกาศเสมอ จนเกิดแนวคิดว่าเนบิวลาดาวเคราะห์เป็นจุดจบของดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย (ต่างกับซูเปอร์โนวาที่เป็นจุดจบของดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก)
กลีเซอ 86 กลีเซอ 86 () เป็นดาวแคระส้ม ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 36 ปีแสงในกลุ่มดาวแม่น้ำ ได้รับการยืนยันว่าดาวแคระขาวโคจรรอบดาวฤกษ์หลัก ในปี 1998 หอดูดาวยุโรปใต้ได้ประกาศว่าดาวเคราะห์นอกระบบได้โคจรรอบดาวฤกษ์ดวงนี้ด้วย
ดาวแคระขาว เหตุที่ดาวฤกษ์สามารถมีความหนาแน่นสูงได้ถึงเพียงนี้ เพราะองค์ประกอบของดาวแคระขาวไม่ได้ประกอบด้วยอะตอมที่จับกันไว้ด้วยพันธะเคมี แต่ประกอบด้วยพลาสมาที่มีนิวเคลียสและอิเล็กตรอนซึ่งไม่ได้ดึงดูดต่อกัน จึงไม่มีอุปสรรคอันใดที่นิวเคลียสแต่ละตัวจะอยู่ใกล้กันยิ่งกว่าวงโคจรของอิเล็กตรอน (บริเวณที่อิเล็กตรอนล้อมอะตอมเอาไว้) จึงเป็นสิ่งที่ควรยอมรับเป็นปกติได้ อย่างไรก็ตามความสงสัยสัยว่าจะเกิดอะไรขึ้นเมื่อพลาสมาที่เย็นและพลังงานที่ถูกเก็บไว้ในไอออไนซ์อะตอมไม่ได้แสดงให้เห็นเป็นระยะเวลาอันยาวนาน คำพูดที่ขัดกับความรู้สึกนี้ถูกแก้โดย R.H. Fowler ในปี 1926 โดยการประยุกต์กลศาสตร์ควอนตัมที่เพิ่งคิดขึ้นใหม่ ตั้งแต่ที่ว่าอิเล็กตรอนได้ประพฤติตามหลักการกีดกันของ Pauli จึงไม่มีอิเล็กตรอนสองตัวที่สามารถอาศัยอยู่ในสภาวะเดียวกันได้และมันจะต้องประพฤติตาม Fermi-Dirac statistics ถูกแนะนำในปี 1926 เพื่อพิจารณาการกระจายทางสถิติของอนุภาคที่ประพฤติตามหลักการกีดกันของ Pauli ที่อุณหภูมิ 0 เคลวิน ดังนั้นอิเล็กตรอนจึงไม่สามารถที่จะอยู่ที่สภาวะพลังงานต่ำสุดหรือ ground stat ได้ทั้งหมด อิเล็กตรอนบางตัวจึงอยู่ในสภาวะที่มีพลังงานสูงกว่าก่อตัวเป็นแถบของพลังงานต่ำสุดที่จะทำได้ (Fermi sea) ในสภาวะนี้เรียกว่าdegenerate หมายถึงดาวแคระขาวสามารถมีอุณหภูมิเย็นจนถึงศูนย์องศาสัมบูรณ์ได้ในขณะที่ยังคงมีพลังงานสูง วิธีอื่นที่จะหาผลลัพธ์คือการใช้หลักความไม่แน่นอน ที่อิเล็กตรอนความหนาแน่นสูงในดาวแคระขาวมีความหมายว่าตำแหน่งของมันถูกจำกัดเมื่อเทียบกับสิ่งอื่น (คือการสร้างความไม่แน่นอนของโมเมนตัมของมันที่สอดคล้องกัน) นี่หมายความว่าอิเล็กตรอนบางตัวต้องมีโมเมนตัมสูงและพลังงานจลน์สูง
ดาวมาคีมาคี นอกจากดาวพลูโตแล้ว ดาวมาเกมาเกเป็นดาวเคราะห์แคระเพียงดวงเดียวที่สว่างมากพอที่ไคลด์ ทอมบอ (Clyde Tombaugh) อาจค้นพบได้ระหว่างการค้นหาดาวเคราะห์พ้นดาวเนปจูนประมาณคริสต์ทศวรรษ 1930 ในช่วงเวลาที่ทอมบอทำการสำรวจอยู่นั้น มาคีมาคีมีตำแหน่งอยู่ห่างจากแนวสุริยวิถีเพียงไม่กี่องศา ใกล้กับเขตแดนของกลุ่มดาววัวและกลุ่มดาวสารถี โดยมีอัตราความสว่างปรากฏอยู่ที่ 16.0 อย่างไรก็ตาม ตำแหน่งนี้ก็ยังอยู่ใกล้กับทางช้างเผือก จึงแทบเป็นไปไม่ได้ที่จะพบดาวดวงนี้ท่ามกลางพื้นหลังที่หนาแน่นไปด้วยดวงดาว ทอมบอยังคงค้นหาต่อไปอีกหลายปีหลังจากที่เขาค้นพบดาวพลูโต แต่เขาก็ประสบความล้มเหลวในการค้นพบดาวมาเกมาเกหรือดาวเคราะห์ดวงอื่น ๆ ที่อยู่ถัดจากดาวเนปจูนออกไป
54 พิสเซียม 54 Piscium เป็นดาวแคระส้ม ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 36 ปีแสงในกลุ่มดาวปลา ในปี 2002 ได้มีการยืนยันว่ามีดาวเคราะห์นอกระบบโคจรรอบดาวฤกษ์นี้ และในปี 2006 ได้ค้นพบว่ามีดาวแคระน้ำตาลชื่อ 54 พิสเซียม บี โคจรรอบด้วย
ดาราศาสตร์ การสิ้นสุดชะตากรรมของดาวฤกษ์ก็ขึ้นอยู่กับมวลของมันเช่นกัน ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ของเรามากกว่า 8 เท่าจะแตกสลายกลายไปเป็นซูเปอร์โนวา ขณะที่ดาวฤกษ์ที่เล็กกว่าจะกลายไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ และวิวัฒนาการต่อไปเป็นดาวแคระขาว ซากของซูเปอร์โนวาคือดาวนิวตรอนที่หนาแน่น หรือในกรณีที่ดาวฤกษ์นั้นมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ของเรากว่า 3 เท่า มันจะกลายไปเป็นหลุมดำ สำหรับดาวฤกษ์ที่เป็นระบบดาวคู่อาจมีวิวัฒนาการที่แตกต่างออกไป เช่นอาจมีการถ่ายเทมวลแก่กันแล้วกลายเป็นดาวแคระขาวแบบคู่ซึ่งสามารถจะกลายไปเป็นซูเปอร์โนวาได้ การเกิดเนบิวลาดาวเคราะห์และซูเปอร์โนวาเป็นการกระจายสสารธาตุออกไปสู่สสารระหว่างดาว หากไม่มีกระบวนการนี้แล้ว ดาวฤกษ์ใหม่ ๆ (และระบบดาวเคราะห์ของมัน) ก็จะก่อตัวขึ้นมาจากเพียงไฮโดรเจนกับฮีเลียมเท่านั้น
มหานวดาราประเภท 1เอ ทฤษฎีของมหานวดาราประเภทนี้คล้ายคลึงกับทฤษฎีของโนวา เพียงแต่ดาวแคระขาวจะพอกพูนสสารช้ากว่ามากและไม่ถึงขีดจำกัดจันทรสิกขา ในกรณีของโนวา สสารที่ถูกดึงดูดเข้ามาด้วยแรงโน้มถ่วงจะก่อให้เกิดฟิวชั่นไฮโดรเจนการระเบิดที่พื้นผิวซึ่งจะไม่ส่งผลกระทบต่อดาวแคระขาว มหานวดาราประเภทนี้แตกต่างจากมหานวดาราประเภทแกนสลาย ซึ่งเกิดขึ้นจากการระเบิดอย่างรุนแรงของพื้นผิวชั้นนอกของดาวมวลมากเมื่อแกนของมันเกิดการระเบิด
ดาวฤกษ์ มีข้อสมมุติฐานมานานแล้วว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะเป็นสมาชิกอยู่ในระบบดาวหลายดวงที่มีแรงโน้มถ่วงดึงดูดระหว่างกัน ข้อสมมุติฐานนี้เป็นจริงอย่างมากกับดาวฤกษ์มวลมากประเภท O และ B ซึ่งเชื่อว่ากว่า 80% ของดาวฤกษ์ในประเภทนี้อยู่ในระบบดาวหลายดวง อย่างไรก็ดีมีการค้นพบระบบดาวเดี่ยวเพิ่มมากขึ้นโดยเฉพาะกับดาวฤกษ์ขนาดเล็ก เชื่อว่ามีเพียงประมาณ 25% ของดาวแคระแดงเท่านั้นที่มีดาวอื่นอยู่ในระบบเดียวกัน จากจำนวนดาวฤกษ์ทั้งหมดเป็นดาวแคระแดงไปถึง 85% ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในทางช้างเผือกก็เป็นดาวฤกษ์เดี่ยวมานับแต่ถือกำเนิด
ไมโครเลนส์ของแรงโน้มถ่วง การสังเกตการเกิดไมโครเลนส์นี้มิได้มีความเกี่ยวข้องกับรังสีที่วัตถุที่เป็นเลนส์ได้รับ ดังนั้นปรากฏการณ์นี้จึงช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถศึกษาวัตถุมวลมากได้ไม่ว่ามันจะจางแสงเพียงไรก็ตาม และด้วยเหตุนี้ เทคนิคนี้จึงเป็นเทคนิคในอุดมคติสำหรับใช้ศึกษาประชากรของดาราจักรที่จางแสงมากๆ หรือมืดมากอย่างเช่น ดาวแคระน้ำตาล ดาวแคระแดง ดาวเคราะห์ ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หลุมดำ และวัตถุฮาโลอัดแน่นมวลมาก นอกจากนั้น ปรากฏการณ์ไมโครเลนส์ก็ไม่ได้ขึ้นกับความยาวคลื่น ทำให้สามารถศึกษาแหล่งกำเนิดที่แผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าแบบใดก็ได้โดยไม่จำกัด
ดาวเอริส 136199 อีริส (Eris) หรือ 2003 UB เป็นดาวเคราะห์แคระหนึ่งในวัตถุพ้นดาวเนปจูน (Trans-Neptunian Object - TNO) เป็นดาวเคราะห์แคระดวงใหญ่ เป็นลำดับที่ 2 ในระบบสุริยะที่ถูกค้นพบในปัจจุบัน มีขนาดเล็กกว่าดาวพลูโตเล็กน้อย มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1445 กิโลเมตร(ขนาดดาวพลูโต 1473 กิโลเมตร) มีดวงจันทร์บริวาร 1 ดวง ชื่อ ดิสโนเมีย (Dysnomia)
เคปเลอร์-69ซี เคปเลอร์-69ซี (ชื่อเดิม "KOI-172.02", "K00172.02") เป็นดาวเคราะห์นอกระบบซูเปอร์เอิร์ธที่ได้รับการยืนยันไปประมาณ 70% มีขนาดใหญ่กว่าโลก โคจรรอบดาวฤกษ์ดาวแคระเหลือง เคปเลอร์-69 ตั้งอยู่ห่างจากโลกประมาณ 2,700 ปีแสง ในกลุ่มดาวหงส์ ค้นพบโดยยานอวกาศเคปเลอร์ ของนาซา การค้นพบครั้งแรกของดาวเคราะห์ที่ได้รับการประกาศเมื่อวันที่ 7 มกราคม 2013 ได้ยืนยันประกาศเมื่อวันที่ 18 เมษายน 2013 เคปเลอร์-69ซี เป็นเรื่องน่าทึ่ง เพราะช่วงเวลาของการค้นพบ ผู้เป็นหนึ่งในที่สุดดาวเคราะห์คล้ายโลก
ขีดจำกัดจันทรเศขร ขีดจำกัดจันทรเศขร () หรือ ขีดจำกัดจันทรสิกขา คือค่าจำกัดของมวลของวัตถุที่เกิดจากสสารเสื่อมอิเล็กตรอน ซึ่งเป็นสสารหนาแน่นสูงประกอบด้วยนิวเคลียสที่อัดแน่นอยู่ในย่านอิเล็กตรอน ขีดจำกัดนี้คือค่าสูงสุดของมวลของดาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองที่สามารถดำรงอยู่ได้โดยไม่แตกสลายจากผลของแรงโน้มถ่วง โดยอาศัยแรงดันจาก electron degeneracy ชื่อของขีดจำกัดนี้ตั้งตามนามสกุลของนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์คือ สุพรหมัณยัน จันทรเศขร มีค่าโดยทั่วไปอยู่ที่ประมาณ 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ดาวแคระขาวเป็นดาวที่ประกอบขึ้นด้วยสสารเสื่อมอิเล็กตรอน ดังนั้นจึงไม่มีดาวแคระขาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองดวงไหนจะมีมวลมากไปกว่าขีดจำกัดจันทรเศขรได้
อุณหภูมิยังผล ดาวฤกษ์แดงอาจจะเป็นดาวแคระแดง ดาวที่อ่อนกำลังในการผลิตพลังงานและมีพื้นที่ผิวน้อยหรืออาจจะเป็นดาวยักษ์ที่ขยายตัวใหญ่ (Supergiant star) เช่น Antares หรือ Betelgeuse จะผลิตพลังงานปริมาณมหาศาลแต่ต้องผ่านพื้นผิวใหญ่มากออกมาทำให้ดาวแผ่พลังงานต่อพื้นผิวน้อย ดาวที่อยู่ใกล้ ๆ กับกึ่งกลางของสเปกตรัมเช่นดวงอาทิตย์ที่มีขนาดปานกลางหรือ Capella ที่มีขนาดใหญ่ (Giant star) จะแผ่พลังงานต่อพื้นผิวมากกว่าดาวแคระแดงที่อ่อนกำลังหรือดาวยักษ์ใหญ่แต่จะน้อยกว่าดาวฤกษ์สีขาวหรือน้ำเงินเช่น Vega หรือ Rigel มาก
ดาวฤกษ์ นอกเหนือจากนี้ ดาวฤกษ์ยังอาจจัดประเภทได้จากผลกระทบความส่องสว่างที่พบในเส้นสเปกตรัมของมัน ซึ่งสอดคล้องกันกับขนาดที่ว่างในอวกาศอันระบุได้จากแรงโน้มถ่วงพื้นผิว ค่าในประเภทนี้จะจัดได้ตั้งแต่ "0" (สำหรับดาวแบบไฮเปอร์ไจแอนท์) ไปเป็น "III" (สำหรับดาวยักษ์) จนถึง "V" (สำหรับดาวแคระในแถบลำดับหลัก) นักดาราศาสตร์บางคนเพิ่มประเภท "VII" (ดาวแคระขาว) เข้าไปด้วย ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะอยู่บนแถบลำดับหลักซึ่งมีกระบวนการเผาผลาญไฮโดรเจนแบบปกติ หากพิจารณาบนเส้นกราฟระหว่างความส่องสว่างสัมบูรณ์กับเส้นสเปกตรัมของดาว ดาวฤกษ์เหล่านี้จะอยู่บนแถบทแยงมุมแคบ ๆ ในกราฟ ดวงอาทิตย์ของเราก็อยู่บนแถบลำดับหลัก และจัดเป็นดาวแคระเหลือง ประเภท "G2V" คือเป็นดาวฤกษ์ขนาดปกติที่มีอุณหภูมิปานกลาง
กระจุกดาวทรงกลม กระจุกดาวทรงกลมบางแห่ง เช่น โอเมกาคนครึ่งม้า ในทางช้างเผือก หรือ G1 ในดาราจักร M31 มีมวลมากอย่างยิ่งยวด (หลายล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์) และมีสมาชิกดาวฤกษ์อยู่เป็นจำนวนมาก กระจุกดาวทั้งสองแห่งถือเป็นหลักฐานสำคัญของกระจุกดาวทรงกลมมวลยิ่งยวดซึ่งอยู่ที่ใจกลางดาราจักรแคระที่ถูกดาราจักรที่ใหญ่กว่ากลืนรวมเข้าไป มีกระจุกดาวทรงกลมหลายแห่ง (เช่น M15) มีมวลสูงมากในใจกลาง ซึ่งเป็นไปได้ว่าอาจมีหลุมดำอยู่ แม้จะมีแบบจำลองที่ระบุว่า แกนกลางมวลมากนั้นอาจเป็นหลุมดำขนาดเล็ก หรือดาวนิวตรอนขนาดกลาง หรือดาวแคระขาวมวลมากก็ได้
มหานวดาราประเภท 1เอ แบบจำลองหนึ่งที่อธิบายการก่อตัวของมหานวดาราประเภทนี้ คือ ระบบดาวคู่ที่กระชับแน่น ระบบดาวคู่ต้นกำเนิดประกอบด้วยดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ซึ่งดาวฤกษ์หลักมีมวลมากกว่าดาวฤกษ์รอง และด้วยความที่มีมวลมากกว่า ดาวฤกษ์หลักจะวิวัฒนาการกลายเป็นแขนงดาวยักษ์อะซิมโทติกก่อนคู่ของมัน โดยผิวห่อหุ้มของดาวจะขยายตัวอย่างมาก หากดาวฤกษ์ทั้งสองใช้ผิวห่อหุ้มร่วมกันแล้ว ระบบดาวคู่จะสูญเสียมวลไปเป็นจำนวนมาก ซึ่งทำให้โมเมนตัมเชิงมุม รัศมีวงโคจร และคาบของการโคจรลดลง หลังจากดาวฤกษ์หลักเสื่อมสลายไปเป็นดาวแคระขาว ดาวฤกษ์รองจะวิวัฒนาการไปเป็นดาวยักษ์แดงและเข้าสู่ขั้นการพอกพูนมวลให้แก่ดาวหลัก ระหว่างช่วงเวลาสุดท้ายซึ่งใช้ผิวห่อหุ้มร่วมกันนี้ ดาวฤกษ์ทั้งสองจะหมุนเข้ามาใกล้กันมากขึ้นเนื่องจากสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมไป วงโคจรที่เกิดขึ้นนี้อาจมีคาบที่สั้นเพียงไม่กี่ชั่วโมงเท่านั้น หากการพอกพูนมวลดำเนินไปได้นานพอ ดาวแคระขาวอาจมีมวลถึงขีดจำกัดจันทรสิกขาได้
ดาวพลูโต ดาวพลูโตถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2473 โดยไคลด์ ทอมบอ และถูกจัดให้เป็นดาวเคราะห์ดวงที่ 9 ที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ สถานะการเป็นดาวเคราะห์ของมันเริ่มเป็นที่สงสัยเมื่อมีการค้นพบวัตถุประเภทเดียวกันจำนวนมากซึ่งถูกค้นพบในภายหลังในบริเวณแถบไคเปอร์ ความรู้ที่ว่าดาวพลูโตเป็นดาวเคราะห์หินขนาดใหญ่ที่เป็นน้ำแข็งเริ่มถูกคัดค้านจากนักดาราศาสตร์หลายคนที่เรียกร้องให้มีการจัดสถานะของดาวพลูโตใหม่ ในปี พ.ศ. 2548 มีการค้นพบอีริส วัตถุในแถบหินกระจาย ซึ่งมีขนาดใหญ่กว่าดาวพลูโต 27% ซึ่งทำให้สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) จัดการประชุมซึ่งเกี่ยวกับการตั้ง "นิยาม" ของดาวเคราะห์ขึ้นมาครั้งแรก ในปีเดียวกัน หลังสิ้นสุดการประชุม ดาวพลูโตถูกลดสถานะให้เป็นกลุ่ม "ดาวเคราะห์แคระ" แต่ยังมีนักดาราศาสตร์บางคนที่ยังคงจัดให้ดาวพลูโตเป็นดาวเคราะห์
ดาวพลูโต มีวัตถุจำนวนมากที่มีขนาดใกล้เคียงกับดาวพลูโตซึ่งถูกค้นพบในบริเวณเดียวกัน เป็นเหตุให้มีการถกเถียงว่าดาวพลูโตควรจะถูกจัดให้เป็นหนึ่งในวัตถุแถบไคเปอร์ เหมือนกับซีรีส พัลลัส จูโน และเวสตาที่สูญเสียสถานะการเป็นดาวเคราะห์ไปหลังจากที่ค้นพบดาวเคราะห์น้อยเป็นจำนวนมากในแถบเดียวกัน ในวันที่ 29 กรกฎาคม พ.ศ. 2548 มีการค้นพบ อีริส วัตถุพ้นดาวเนปจูนชิ้นใหม่ ซึ่งถูกประมาณกันว่าจะมีขนาดใหญ่กว่าดาวพลูโต ทำให้มันกลายเป็นวัตถุที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะที่ถูกค้นพบหลังปี พ.ศ. 2389 แต่เดิมตำแหน่งนี้เป็นของ ไทรทัน ตัวผู้ค้นพบอีริสเองก็เรียกมันว่าเป็นดาวเคราะห์ดวงที่สิบ ถึงแม้ว่าในเวลานั้นจะยังไม่มีมติอย่างเป็นทางการที่จะเรียกมันว่าดาวเคราะห์ คนอื่น ๆ ในวงการดาราศาสตร์ได้ค้นพบข้อโต้แย้งที่หนักแน่นพอที่จะนำไปสู่การจัดประเภทของดาวพลูโตให้เป็นดาวเคราะห์แคระ
ดวงอาทิตย์ หลังจากที่ดวงอาทิตย์ได้ผ่านสภาพการเป็นดาวยักษ์แดงแล้ว อุณหภูมิจากปฏิกิริยาการหลอมฮีเลียมที่เพิ่มสลับกับลงภายในแกน ก็จะเป็นตัวการให้ผิวดวงอาทิตย์ด้านนอกผละตัวออกจากแกน เกิดเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ แล้วอันตรธานไปในความมืดมิดของอวกาศ และเป็นวัสดุสำหรับสร้างดาวฤกษ์และระบบสุริยะรุ่นถัดไป ส่วนแกนที่เหลืออยู่ก็จะกลายเป็นดาวแคระขาวที่ร้อนจัดและมีแสงจางมาก ก่อนจะดับลงกลายเป็นดาวแคระดำ จากทั้งหมดที่กล่าวมานี้คือชีวิตของดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยถึงปานกลาง
มหานวดาราประเภท 1เอ เมื่อการฟิวชั่นเริ่มต้นขึ้น อุณหภูมิของดาวแคระขาวจะเริ่มสูงขึ้น ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักซึ่งมีแรงดันความร้อนจะขยายตัวและเย็นตัวลงเพื่อชดเชยและปรับสมดุลกับพลังงานความร้อนที่เพิ่มสูงขึ้น อย่างไรก็ตาม แรงดันที่เสื่อมลงจะไม่ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ ดาวแคระขาวไม่สามารถควบคุมกระบวนการเผาไหม้เหมือนกับดาวฤกษ์ทั่วไป และไม่มั่นคงต่อปฏิกิริยาฟิวชั่นเฉียบพลันได้ ไฟจะถูกเร่งให้เกิดขึ้นอย่างรวดเร็ว ซึ่งเป็นส่วนที่เกิดขึ้นจากความไม่เสถียรเรย์ลี-เทย์เลอร์ และปฏิกิริยากับความปั่นป่วน ปัจจุบันนี้ ยังคงเป็นที่โต้เถียงกันว่าไฟดังกล่าวเปลี่ยนไปเป็นการระเบิดเหนือเสียง (detonation) จากการเผาไหม้ใต้เสียง (deflagration) หรือไม่
เนบิวลาปู ดาวฤกษ์ที่ระเบิดเป็นซูเปอร์โนวานั้นจะเรียกว่า ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวา (progenitor star) มีดาวฤกษ์สองประเภทที่สามารถระเบิดออกเป็นซูเปอร์โนวาได้ ได้แก่ ดาวแคระขาวและดาวมวลมาก ในซูเปอร์โนวาประเภท Ia แก๊สที่ตกลงสู่ดาวแคระขาวจะทำให้มวลของมันเพิ่มขึ้นจนใกล้ระดับวิกฤตที่เรียกว่า ขีดจำกัดจันทรเศขร ส่งผลให้เกิดการระเบิด ส่วนในซูเปอร์โนวาประเภท Ib และ Ic และซูเปอร์โนวาประเภท II ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวาจะเป็นดาวมวลมากที่หมดสิ้นเชื้อเพลิงที่จะสร้างพลังงานให้กับปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นภายในดาว และจึงยุบตัวลง โดยมีอุณหภูมิสูงมากในขณะที่เกิดการระเบิด การมีอยู่ของพัลซาร์ในเนบิวลาปูหมายความว่า ในอดีต ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวาจะต้องก่อให้เกิดซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวในแกนกลาง ในขณะที่ซูเปอร์โนวาประเภท Ia ไม่ก่อให้เกิดพัลซาร์
มหานวดาราประเภท 1เอ หากไม่สนใจรายละเอียดที่ชัดเจนของการเผาไหม้นิวเคลียร์ ก็เป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไปว่าเศษชิ้นส่วนจำนวนมากของคาร์บอนและออกซิเจนในดาวแคระขาวจะถูกเผาไหม้กลายเป็นธาตุที่หนักกว่าภายในระยะเวลาไม่กี่วินาที ทำให้อุณหภูมิภายในดาวเพิ่มขึ้นไปถึงหลายพันล้านองศา พลังงานที่ถูกปลดปล่อยจากการเผาไหม้นิวเคลียร์ความร้อน (1-2 × 10 จูล) นี้มากเกินพอที่จะสลายพลังงานยึดเหนี่ยวโน้มถ่วงของดาว ซึ่งก็คือ อนุภาคทั้งหมดซึ่งประกอบขึ้นเป็นดาวแคระขาวจะมีพลังงานจลน์มากพอที่จะเคลื่อนที่หนีออกจากกัน ดาวจะระเบิดอย่างรุนแรงและปลดปล่อยคลื่นกระแทกซึ่งมีความเร็วระหว่าง 5-20,000 กิโลเมตรต่อวินาที หรือราว 3% ของความเร็วแสง พลังงานที่ถูกปลดปล่อยออกมาในการระเบิดจะทำให้ความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างมาก ความส่องสว่างสัมบูรณ์ที่มองเห็นได้ของมหานวดาราประเภท 1เอ อยู่ที่ M = -19.3 (สว่างกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 5 พันล้านเท่า) โดยมีความแปรปรวนเล็กน้อย ซากมหานวดาราจะอยู่กับดาวคู่ของมันหรือไม่นั้นขึ้นอยู่กับปริมาณของมวลที่ถูกดีดออกมา
ดาวเอริส ภายหลังการค้นพบ คณะผู้ค้นพบและนาซาได้ประกาศว่าเอริสเป็น ดาวเคราะห์ดวงที่ 10 แต่จากการประชุมสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล ที่กรุงปราก สาธารณรัฐเช็ก เมื่อวันที่ 24 สิงหาคม พ.ศ. 2549 ได้ข้อสรุปว่าเอริสไม่จัดเป็นดาวเคราะห์ แต่เป็นดาวเคราะห์แคระ
มหานวดาราประเภท 1เอ รูปแบบที่สองที่เป็นไปได้น้อยกว่า คือกลไกสำหรับจุดระเบิดมหานวดาราประเภท 1เอ เกิดจากการรวมตัวของดาวแคระขาวสองดวงที่มีมวลรวมกันแล้วมากกว่าขีดจำกัดจันทราสิกขา (เรียกว่า ดาวแคระขาวมวลซูเปอร์จันทราสิกขา) ในกรณีเช่นนี้ มวลทั้งหมดจะไม่อยู่ใต้ขีดจำกัดจันทรสิกขา นี่เป็นคำอธิบายหนึ่งในหลายๆ ข้อที่พยายามอธิบายถึงต้นกำเนิดดาวฤกษ์มวลมาก (2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ซึ่งทำให้เกิดมหานวดารา SN 2003fg
อิปไซลอนแอนดรอมิดา อิปไซลอนแอนดรอมิดา (; υ Andromedae / υ And) คือดาวคู่ที่อยู่ห่างจากโลกราว 44 ปีแสงในบริเวณกลุ่มดาวแอนดรอมิดา ดาวฤกษ์เอกคือ อิปไซลอนแอนดรอมิดา เอ เป็นดาวแคระเหลือง-ขาว ซึ่งมีอายุน้อยกว่าดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์รองในระบบคือ อิปไซลอนแอนดรอมิดา บี เป็นดาวแคระแดง อยู่ในวงโคจรที่กว้างกว่า
ดาวฤกษ์ นับถึงปี ค.ศ. 2006 ดาวฤกษ์ที่มีค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์มากที่สุดเท่าที่รู้จัก คือ LBV 1806-20 ที่ค่าแม็กนิจูด -14.2 ดาวฤกษ์ดวงนี้มีความส่องสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์อย่างน้อย 5,000,000 เท่า ดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างต่ำที่สุดเท่าที่รู้จักตั้งอยู่ในกระจุกดาว NGC 6397 ดาวแคระแดงอันหรี่จางในกระจุกดาวนี้มีค่าแม็กนิจูด 26 ส่วนอีกดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาวมีค่าแม็กนิจูด 28 ดาวเหล่านี้จางแสงมากเทียบได้กับแสงจากเทียนวันเกิดที่จุดไว้บนดวงจันทร์และมองจากบนโลก
ดาวมาคีมาคี จากเริ่มแรกที่มีชื่อว่า (และต่อมามีหมายเลขดาวเคราะห์น้อย 136472 กำกับ) ดาวมาคีมาคีถูกค้นพบเมื่อวันที่ 31 มีนาคม พ.ศ. 2548 โดยไมเคิล อี. บราวน์ (Michael E. Brown) พร้อมทีมค้นหา ประกาศการค้นพบเมื่อวันที่ 29 กรกฎาคม พ.ศ. 2548 และในวันที่ 11 มิถุนายน พ.ศ. 2551 สหภาพดาราศาสตร์นานาชาติได้รวมมาคีมาคีไว้ในรายชื่อวัตถุที่มีสภาพเหมาะสมที่จะได้รับสถานะ "พลูตอยด์" (Plutoid) ซึ่งเป็นคำที่ใช้เรียกประเภทของดาวเคราะห์แคระที่อยู่เลยวงโคจรของดาวเนปจูนออกไป บริเวณเดียวกับดาวพลูโตและดาวอีริส ในที่สุดมาคีมาคีก็ได้รับการจัดให้เป็นพลูตอยด์อย่างเป็นทางการในเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2551
ดาราจักรแคระ ดาราจักรทางช้างเผือกมีดาราจักรแคระโคจรอยู่รอบๆ จำนวน 14 ดาราจักร จากการค้นพบเมื่อเร็วๆ นี้ทำให้นักดาราศาสตร์เชื่อว่า กระจุกดาวทรงกลมที่ใหญ่ที่สุดในทางช้างเผือก คือ โอเมกาคนครึ่งม้า ที่จริงเป็นแกนกลางของดาราจักรแคระแห่งหนึ่งที่มีหลุมดำอยู่ที่ใจกลาง (ดูรายละเอียดเพิ่มที่ ทางช้างเผือก)
ระบบสุริยะ มีดาวฤกษ์อยู่ค่อนข้างน้อยในช่วงระยะ 10 ปีแสง (ประมาณ 95 ล้านล้านกิโลเมตร) จากดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุดคือระบบดาวสามดวง แอลฟาคนครึ่งม้า ซึ่งอยู่ห่างออกไป 4.4 ปีแสง แอลฟาคนครึ่งม้า เอ และ บี เป็นดาวคู่ที่มีลักษณะคล้ายดวงอาทิตย์ มีดาวแคระแดงขนาดเล็กชื่อ แอลฟาคนครึ่งม้า ซี (หรือดาวพร็อกซิมาคนครึ่งม้า) โคจรรอบดาวคู่ทั้งสองนั้นที่ระยะห่าง 0.2 ปีแสง ดาวฤกษ์อื่นที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ในลำดับถัดออกไปได้แก่ดาวแคระแดงบาร์นาร์ด (5.9 ปีแสง) ดาววูลฟ์ 359 (7.8 ปีแสง) และ ดาวลาลังเดอ 21185 (8.3 ปีแสง) ดาวฤกษ์ดวงใหญ่ที่สุดในระยะ 10 ปีแสงจากดวงอาทิตย์ได้แก่ ดาวซิริอุส เป็นดาวฤกษ์สว่างบนแถบลำดับหลักที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ราว 2 เท่า มีดาวแคระขาวชื่อ ซิริอุส บี โคจรอยู่รอบ ๆ ห่างจากดวงอาทิตย์ของเราไป 8.6 ปีแสง ระบบอื่น ๆ ที่มีอยู่ในระยะ 10 ปีแสงได้แก่ ระบบดาวแคระแดงคู่ ลูยเทน 726-8 (8.7 ปีแสง) ดาวแคระแดงเดี่ยว รอส 154 (9.7 ปีแสง) สำหรับดาวฤกษ์เดี่ยวที่มีลักษณะคล้ายคลึงกับดวงอาทิตย์ที่อยู่ใกล้ที่สุดคือ เทาวาฬ อยู่ห่างออกไป 11.9 ปีแสง มันมีมวลประมาณ 80% ของมวลดวงอาทิตย์ แต่มีความส่องสว่างเพียง 60% ของดวงอาทิตย์เท่านั้น ดาวเคราะห์นอกระบบที่อยู่ใกล้ที่สุดเท่าที่รู้จัก เป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ในระบบดาวของ เอปไซลอนแม่น้ำ ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างหรี่จางและมีสีแดงกว่าดวงอาทิตย์ อยู่ห่างออกไป 10.5 ปีแสง มีดาวเคราะห์ในระบบที่ได้รับการยืนยันแล้ว 1 ดวง คือ เอปไซลอนแม่น้ำ บี มีขนาดราว 1.5 เท่าของมวลของดาวพฤหัสบดี คาบโคจรรอบดาวฤกษ์แม่ของมันใช้เวลา 6.9 ปี
เนบิวลาวงแหวน เนบิวลาวงแหวน ( หรือรู้จักกันในชื่ออื่นคือ M57หรือ NGC6720) เป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ในกลุ่มดาวพิณ เกิดจากแก๊สและฝุ่นที่ผิวดาวยักษ์แดงแผ่ออกไปสู่มวลสารระหว่างดาว ในขณะที่ดาาวฤกษ์ตรงกลางยุบตัวเป็นดาวแคระขาว
กระจุกดาวรวงผึ้ง อายุและการเคลื่อนที่เฉพาะของกระจุกดาวนี้มีลักษณะสอดคล้องกันกับกระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัว มีแนวโน้มได้ว่ากระจุกดาวทั้งสองอาจมีกำเนิดมาจากต้นกำเนิดเดียวกัน กระจุกดาวทั้งสองแห่งยังมีดาวยักษ์แดงและดาวแคระขาว ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ในระยะท้ายๆ ในวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ขณะเดียวกันก็มีดาวฤกษ์อื่นที่ยังอยู่ในแถบลำดับหลักซึ่งมีค่าสเปกตรัมเป็นประเภท A, F, G, K, และ M
กระจุกดาวทรงกลม นอกจากนี้ ยังสามารถระบุอายุของกระจุกดาวทรงกลมได้โดยการดูที่อุณหภูมิของดาวแคระขาวที่เย็นที่สุด ผลที่ได้โดยเฉลี่ยพบว่ากระจุกดาวทรงกลมจะมีอายุเก่าแก่ที่สุดราว 12,700 ล้านปี ซึ่งแตกต่างอย่างมากจากกระจุกดาวเปิดที่มีอายุเฉลี่ยเพียงประมาณไม่กี่สิบล้านปีเท่านั้น
การลงมติเลือกนายกรัฐมนตรีไทย ธันวาคม พ.ศ. 2551 ภายหลังเสร็จสิ้นการลงคะแนน นายชัย ชิดชอบ ประธานสภาผู้แทนราษฎร ได้ประกาศผลการนับคะแนนเลือกนายกรัฐมนตรีว่า นายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ หัวหน้าพรรคประชาธิปัตย์ ได้รับความเห็นชอบ จำนวน 235 คะแนน ส่วนพลตำรวจเอก ประชา พรหมนอก ว่าที่หัวหน้าพรรคเพื่อแผ่นดินได้รับความเห็นชอบ 198 คะแนน และมีสมาชิกสภาผู้แทนราษฎรงดออกเสียง 3 คะแนน (คือ นายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ, นายชัย ชิดชอบ และ นายสมชัย ฉัตรพัฒนศิริ ส.ส. นครราชสีมา พรรครวมใจไทยชาติพัฒนา) จึงถือได้ว่านายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ ได้รับคะแนนเสียงมากกว่ากึ่งหนึ่งของจำนวนสมาชิกทั้งหมดเท่าที่มีอยู่ของสภาแล้ว จึงถือได้ว่านายอภิสิทธิ์ได้รับความเห็นชอบตามมติของสภาให้ดำรงตำแหน่งนายกรัฐมนตรี
การลงมติเลือกนายกรัฐมนตรีไทย กันยายน พ.ศ. 2551 ภายหลังเสร็จสิ้นการลงคะแนน นายชัย ชิดชอบ ประธานสภาผู้แทนราษฎร ได้ประกาศผลการนับคะแนนเลือกนายกรัฐมนตรีว่า นายสมชาย วงศ์สวัสดิ์ รองหัวหน้าพรรคพลังประชาชน ได้รับความเห็นชอบ จำนวน 298 คะแนน ส่วนนายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ หัวหน้าพรรคประชาธิปัตย์ได้รับความเห็นชอบ 163 คะแนน และมีสมาชิกสภาผู้แทนราษฎรงดออกเสียง 5 คะแนน (คือ นายสมชาย วงศ์สวัสดิ์, นายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ, นายชัย ชิดชอบ, นายสามารถ แก้วมีชัย และ พ.อ.อภิวันท์ วิริยะชัย รองประธานสภาผู้แทนราษฎรคนที่หนึ่งและคนที่สอง) จึงถือได้ว่านายสมชาย วงศ์สวัสดิ์ ได้รับคะแนนเสียงมากกว่ากึ่งหนึ่งของจำนวนสมาชิกทั้งหมดเท่าที่มีอยู่ของสภาแล้ว จึงถือได้ว่านายสมชายได้รับความเห็นชอบตามมติของสภาให้ดำรงตำแหน่งนายกรัฐมนตรี
พงศ์เวช เวชชาชีวะ นายพงศ์เวช เวชชาชีวะ สมาชิกสภาผู้แทนราษฎร จังหวัดจันทบุรี พรรคประชาธิปัตย์ และเป็นลูกพี่ลูกน้องกับนายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ นายกรัฐมนตรีคนที่ 27 ของประเทศไทย และหัวหน้าพรรคประชาธิปัตย์
การดำรงตำแหน่งนายกรัฐมนตรีของอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ หลังจากลาออกจากตำแหน่งหัวหน้าพรรคประชาธิปัตย์ นายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ ก็ยังคงดำรงตำแหน่งรักษาการนายกรัฐมนตรีต่อไปจนกว่าจะมีการเปิดประชุมสภา และตลอดระยะเวลาที่ทำหน้าที่นายกรัฐมนตรี เขาก็ไม่เหน็ดเหนื่อย และได้จัดการพัฒนาเศรษฐกิจต่าง ๆ เพื่อให้รัฐบาลชุดใหม่สามารถนำไปพัฒนาให้ดียิ่งขึ้น และนายอภิสิทธิ์ ได้ดำรงตำแหน่งนายกรัฐมนตรีจนถึงวันที่ 5 สิงหาคม พ.ศ. 2554 เมื่อสภาผู้แทนราษฎรลงมติเลือก ยิ่งลักษณ์ ชินวัตร เป็นนายกรัฐมนตรีคนใหม่ นายอภิสิทธิ์ ก็ได้แถลงการณ์อำลาตำแหน่งและอำลาสถานที่และขอบคุณประชาชนและนักการเมืองที่ได้ช่วยสนับสนุนเขาตลอดระยะเวลา 2 ปีกว่า ๆ
อรรถสิทธิ์ เวชชาชีวะ ศาสตราจารย์เกียรติคุณ นายแพทย์ อรรถสิทธิ์ เวชชาชีวะ อดีตรัฐมนตรีช่วยว่าการกระทรวงสาธารณสุข นายกราชบัณฑิตยสถาน และ อดีตอธิการบดีมหาวิทยาลัยมหิดล เป็นนายแพทย์ผู้เชี่ยวชาญระบบประสาทและระบบสมองของไทย บิดาของนายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ หัวหน้าพรรคประชาธิปัตย์ และนายกรัฐมนตรี คนที่ 27 ของประเทศไทย
การดำรงตำแหน่งนายกรัฐมนตรีของอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ นายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ เป็นประธานการประชุม Latin Business Forum 2010 ครั้งแรกในประเทศไทย เมื่อวันที่ 18 พฤศจิกายน พ.ศ. 2553 ณ ตึกสันติไมตรี ทำเนียบรัฐบาล ร่วมกับ นายคาร์ลอส โพซาดา อูกาซ รัฐมนตรีช่วยว่าการการค้าต่างประเทศและการท่องเที่ยวประเทศเปรู เอกอัครราชทูตจากกลุ่มประเทศลาตินอเมริกาประจำประเทศไทย 
นายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ เดินทางไปเยือนประเทศกาตาร์ นับเป็นการเยือนครั้งแรกในระดับนายกรัฐมนตรี นับตั้งแต่ทั้งสองประเทศได้มีการสถาปนาความสัมพันธ์ทางการทูตเมื่อปี 2523 และได้ลงนามในบันทึกความเข้าใจว่าด้วยการจัดตั้งคณะกรรมาธิการร่วมระดับสูงไทย-กาตาร์ และ บันทึกความเข้าใจระหว่างสภาหอการค้าไทยและสภาหอการค้าและอุตสาหกรรมกาตาร์
การดำรงตำแหน่งนายกรัฐมนตรีของอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ นายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ นายกรัฐมนตรีของไทยเชิญชวนนายกรัฐมนตรีนิวซีแลนด์ เข้าร่วมความร่วมมือในกรอบลุ่มแม่น้ำโขง เมื่อครั้งเข้าร่วมประชุมสุดยอดอาเซียน ครั้งที่ 17 ที่ฮานอย สาธารณรัฐสังคมนิยมเวียดนาม
อภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ ร้อยตรี อภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ หรือชื่อเกิดว่า มาร์ค อภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ (ละติน: Mark Abhisit Vejjajiva, เกิด 3 สิงหาคม พ.ศ. 2507) เป็นนักการเมืองไทยผู้ดำรงตำแหน่งนายกรัฐมนตรีคนที่ 27 ดำรงตำแหน่งระหว่าง พ.ศ. 2551−2554 เป็นหัวหน้าพรรคประชาธิปัตย์คนปัจจุบัน ตั้งแต่วันที่ 5 มีนาคม พ.ศ. 2548 และ เป็นอดีตอาจารย์ประจำโรงเรียนนายร้อยพระจุลจอมเกล้า และ มหาวิทยาลัยธรรมศาสตร์
นิสสัย เวชชาชีวะ นิสสัย เวชชาชีวะ เกิดเมื่อวันที่ 1 เมษายน พ.ศ. 2475 เป็นบุตรของนายโฆสิต เวชชาชีวะ น้องชายของพระบำราศนราดูร (หลง เวชชาชีวะ) อดีตปลัดกระทรวงสาธารณสุข และรัฐมนตรีว่าการกระทรวงสาธารณสุข และเป็นพี่ชายของ ศาสตราจารย์ นายแพทย์ อรรถสิทธิ์ เวชชาชีวะ บิดาของนายอภิสิทธิ์ เวชชาชีวะ อดีตนายกรัฐมนตรี คนที่ 27 ของไทย ด้านชีวิตครอบครัวสมรสกับนางมารินา เวชชาชีวะ มีบุตรชายคือ สุรนันทน์ เวชชาชีวะ