แถบลำดับหลัก

[thumb|upright=1.4|[ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ ที่แสดงผลถึงความสว่างแท้จริง (หรือความส่องสว่างสัมบูรณ์) ของดาวฤกษ์เทียบกับดัชนีสี แถบลำดับหลักจะมองเห็นเป็นแถบขวางโดดเด่นวิ่งจากด้านบนซ้ายลงไปยังด้านล่างขวา แผนภาพนี้แสดงข้อมูลดาวจำนวน 22,000 ดวงจากแคตตาล็อกของดาวเทียมฮิปปาร์โคส ซึ่งรวมกับดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างต่ำอีก 1,000 ดวง (ดาวแคระแดงและดาวแคระขาว) จากแคตตาล็อกกลีเซอของดาวฤกษ์ใกล้เคียง]]
**แถบลำดับหลัก** () ในทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์นั้นหมายถึงการจัดจำแนกดาวฤกษ์ซึ่งปรากฏในแผนภาพที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่างสีกับความสว่างของดาวที่เป็นแนวต่อเนื่องที่มีลักษณะเฉพาะ ดาวส่วนใหญ่ใช้ช่วงเวลาส่วนมากของการดำรงอยู่บนแถบลำดับหลัก ซึ่งในช่วงเวลาดังกล่าวกระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจนภายในแก่นดาวเป็นกลไกหลักในการผลิตพลังงาน ดาวบนแถบลำดับหลักหรือที่บางครั้งเรียกสลับกันว่า “ดาวแคระ” ถือเป็นดาวฤกษ์ที่พบมากที่สุดในเอกภพซึ่งรวมถึงดวงอาทิตย์ด้วย แผนภาพที่ใช้แสดงความสัมพันธ์ระหว่างสีและความสว่างของดาวฤกษ์นี้เรียกว่าแผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล (Hertzsprung–Russell diagram) ตั้งชื่อตามไอนาร์ แฮร์ตสปรอง (Ejnar Hertzsprung) และเฮนรี นอร์ริส รัสเซิล (Henry Norris Russell)

เมื่อก๊าซในเนบิวลายุบตัวลงภายใต้แรงโน้มถ่วงอย่างเพียงพอ ความดันและอุณหภูมิที่สูงบริเวณแก่นกลางจะทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันซึ่งหลอมรวมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม (ดูเพิ่มเติมที่ ดาวฤกษ์) พลังงานความร้อนที่เกิดจากกระบวนการนี้จะแผ่ออกมาจากแก่นที่ร้อนและมีความหนาแน่นสูง ก่อให้เกิดความต่างของความดันอย่างเด่นชัด ความต่างของความดันนี้เองที่ต้านแรงโน้มถ่วงไม่ให้ดาวยุบตัวลง ทำให้ดาวคงอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต ตำแหน่งของดาวบนแถบลำดับหลักถูกกำหนดโดยมวลเป็นหลัก แต่ยังขึ้นกับอายุและองค์ประกอบทางเคมีด้วย ดังนั้น การแผ่รังสีจึงมิใช่วิธีการถ่ายเทพลังงานเพียงรูปแบบเดียวภายในดาว การพาความร้อนมีบทบาทในการเคลื่อนย้ายพลังงาน โดยเฉพาะในแก่นกลางของดาวที่มีมวลมากกว่า 1.3 ถึง 1.5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ซึ่งขึ้นกับอายุและองค์ประกอบทางเคมีของดาวเช่นกัน

เมื่อกล่าวถึงองค์ประกอบทางเคมี นักฟิกสิกส์ดาราศาสตร์มักอ้างถึงค่าความเป็นโลหะ (metallicity) ของดาว ซึ่งหมายถึงปริมาณธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมที่มีอยู่ภายในดาว ยกตัวอย่างเช่น ในปัจจุบัน ดวงอาทิตย์มีมวลส่วนที่เป็นไฮโดรเจน (ระบุด้วย X) คิดเป็น 74.9% ส่วนที่เป็นฮีเลียม (ระบุด้วย Y) คิดเป็น 23.8% ซึ่งหมายความว่าความเป็นโลหะของดาวหรือสัดส่วนมวลของธาตุอื่นทั้งหมดจะอยู่ที่ 1.3% (ระบุด้วย Z) ค่าดังกล่าวอยู่ในช่วงที่พบได้ทั่วไปสำหรับดาวบนแถบลำดับหลักที่มีมวลใกล้เคียงกัน ค่าความเป็นโลหะที่สูงกว่าจะทำให้ค่าความทึบแสงของดาวเพิ่มขึ้น ส่งผลให้พลังงานซึ่งผลิตจากแก่นกลางยังคงกระจุกตัวอยู่ภายในโดยไม่ถูกแผ่ออกหรือถ่ายเทไปยังชั้นนอกของดาว สภาพแวดล้อมที่ร้อนมากขึ้นนี้จะเร่งกระบวนการหลอมนิวเคลียส และทำให้ระยะเวลาที่ดาวใช้บนแถบลำดับหลักสั้นลง

แถบลำดับหลักสามารถแบ่งออกได้เป็นส่วนบนและส่วนล่าง โดยอ้างอิงตามกระบวนการหลักที่ดาวฤกษ์ใช้ในการผลิตพลังงาน ดวงอาทิตย์และรวมถึงดาวลำดับหลักที่มีมวลต่ำกว่าประมาณ 1.5 M☉ จะหลอมรวมอะตอมไฮโดรเจนผ่านลำดับปฏิกิริยาที่สร้างฮีเลียม ซึ่งเรียกว่าห่วงโซ่โปรตอน–โปรตอน (proton–proton chain) สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่านี้หรือในบริเวณแถบลำดับหลักส่วนบนนั้นกระบวนการหลอมนิวเคลียสจะใช้คาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนเป็นตัวกลางในวัฏจักรซีเอ็นโอ (CNO cycle) เพื่อผลิตฮีเลียมจากไฮโดรเจน แม้ว่าห่วงโซ่โปรตอน–โปรตอนจะยังคงเกิดขึ้นอยู่ ทว่ากลับให้พลังงานน้อยกว่าวัฏจักร CNO ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่ใช้วัฏจักร CNO เป็นกระบวนการผลิตพลังงานหลักจะเกิดการพาความร้อนในแก่นกลาง ซึ่งช่วยกวนผสมฮีเลียมที่ถูกสร้างขึ้นใหม่และรักษาสัดส่วนของเชื้อเพลิงที่จำเป็นต่อการหลอนรวมนิวเคลียสต่อไป สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลต่ำกว่านี้ แก่นกลางจะเป็นบริเวณที่การถ่ายเทพลังงานเกิดขึ้นด้วยการแผ่รังสีทั้งหมด โดยมีโซนการพาความร้อนอยู่ใกล้ผิวดาว เมื่อมวลดาวลดลง สัดส่วนของดาวที่มีเปลือกพาความร้อนจะเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง ดาวในแถบลำดับหลักที่มีมวลต่ำกว่า 0.4 M☉ จะเกิดการพาความร้อนทั่วทั้งมวลของดาว เมื่อไม่มีการพาความร้อนในแก่นกลาง แก่นที่มีฮีเลียมสะสมจะก่อตัวขึ้น ซึ่งล้อมรอบด้วยชั้นนอกที่ประกอบด้วยไฮโดรเจน

ยิ่งดาวมีมวลมาก อายุขัยของดาวบนแถบลำดับหลักก็จะสั้นลง เมื่อเชื้อเพลิงไฮโดรเจนในแก่นกลางหมดลงแล้วนั้นตัวดาวจะพัฒนาออกจากลำดับหลักบนแผนภาพเอชอาร์ข้างต้น และเปลี่ยนสภาพไปเป็นดาวยักษ์ใหญ่ ดาวยักษ์แดง หรือเข้าสู่สถานะดาวแคระขาวโดยตรง

## ประวัติศาสตร์
ในช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 20 ข้อมูลเกี่ยวกับชนิดและระยะทางของดาวฤกษ์เริ่มมีความชัดเจนและเข้าถึงได้มากขึ้น สเปกตรัมของดาวฤกษ์ถูกพบว่ามีลักษณะเฉพาะที่ช่วยให้สามารถจัดจำแนกได้ แอนนี จัมป์ แคนนอน (Annie Jump Cannon) และเอ็ดเวิร์ด ชาร์ลส์ พิกเคอริง (Edward Charles Pickering) แห่งหอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ดได้พัฒนาวิธีการจัดจำแนกดาวซึ่งต่อมาถูกเรียกว่าระบบการจัดจำแนกแบบฮาร์วาร์ด (Harvard Classification Scheme) และได้รับการตีพิมพ์ในวารสารฮาร์วาร์ดอันนัลส์ (Harvard Annals) เมื่อปี ค.ศ. 1901

ณ เมืองพ็อทซ์ดัมในปี ค.ศ. 1906 นักดาราศาสตร์ชาวเดนมาร์กนามว่าไอนาร์ แฮร์ตสปรองได้สังเกตเห็นว่าดาวฤกษ์ที่มีสีแดงที่สุดซึ่งจัดอยู่ในกลุ่ม K และ M ตามระบบฮาร์วาร์ดนั้นสามารถแบ่งออกได้เป็นสองกลุ่มที่แตกต่างกันอย่างชัดเจน ดาวเหล่านี้บางดวงมีความสว่างที่มากกว่าดวงอาทิตย์เป็นอย่างมาก ขณะที่บางดวงกลับมีความสว่างน้อยมาก เพื่อแยกความแตกต่างของทั้งสองกลุ่มนี้เขาจึงเรียกดาวเหล่านั้นว่า “ดาวยักษ์” และ “ดาวแคระ” ในปีถัดมา เขาเริ่มศึกษากระจุกดาว ซึ่งเป็นกลุ่มดาวจำนวนมากที่อยู่ร่วมกันในระยะใกล้เคียงกัน สำหรับดาวเหล่านี้แล้วนั้นเขาได้ตีพิมพ์กราฟแสดงความสัมพันธ์ระหว่างสีและความส่องสว่างเป็นครั้งแรก กราฟดังกล่าวเผยให้เห็นลำดับของดาวที่เด่นชัดและต่อเนื่อง ซึ่งเขาได้ตั้งชื่อว่า “แถบลำดับหลัก”

ณ มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน เฮนรี นอร์ริส รัสเซิลได้ดำเนินงานวิจัยในแนวทางที่คล้ายคลึงกัน เขาศึกษาความสัมพันธ์ระหว่างการจัดประเภทสเปกตรัมของดาวฤกษ์กับความสว่างที่แท้จริงซึ่งปรับแก้ตามระยะทางแล้ว หรือก็คือโชติมาตรสัมบูรณ์ เพื่อการนี้เขาได้ใช้ชุดข้อมูลดาวที่มีพารัลแลกซ์ซึ่งเชื่อถือได้ โดยหลายดวงในนั้นได้รับการจัดจำแนกจากฮาร์วาร์ดแล้ว เมื่อเขาได้นำชนิดสเปกตรัมของดาวเหล่านี้มาเทียบกับโชติมาตรสัมบูรณ์ เขาได้พบว่าดาวแคระมีความสัมพันธ์ที่ชัดเจนระหว่างสองปัจจัยนี้ ซึ่งทำให้สามารถทำนายความสว่างที่แท้จริงของดาวแคระได้อย่างแม่นยำพอสมควร

สำหรับดาวสีแดงที่แฮร์ตสปรองสังเกตพบนั้นเขาได้พบว่าดาวแคระมีความสัมพันธ์ระหว่างสเปกตรัมและความส่องสว่างเช่นเดียวกับความสัมพันธ์ที่รัสเซิลค้นพบ อย่างไรก็ตาม ดาวยักษ์กลับมีความสว่างมากกว่าดาวแคระมาก จึงไม่เป็นไปตามความสัมพันธ์แบบเดียวกัน รัสเซิลเสนอว่า “ดาวยักษ์ต้องมีความหนาแน่นต่ำหรือมีความสว่างพื้นผิวที่สูง ในขณะที่ดาวแคระมีลักษณะตรงกันข้าม” กราฟเส้นเดียวกันนี้ยังแสดงให้เห็นด้วยว่ามีดาวฤกษ์สีขาวที่มีความสว่างต่ำอยู่เป็นจำนวนน้อยมาก

ในปี ค.ศ. 1933 เบงต์ สตรอมเกรน (Bengt Strömgren) ได้เสนอให้ใช้คำว่า *แผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล* เพื่อหมายถึงแผนภาพที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่างความส่องสว่างกับชนิดสเปกตรัมของดาว ชื่อนี้สะท้อนถึงการพัฒนาเทคนิคดังกล่าวโดยเฮิรตซ์สปรุงก์และรัสเซลล์ที่พัฒนามาคู่ขนานกันในช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 20

เมื่อแบบจำลองการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ได้รับการพัฒนาในช่วงทศวรรษ 1930 จึงได้มีการพบว่าสำหรับดาวที่มีองค์ประกอบเหมือนกัน มวลของดาวจะเป็นตัวกำหนดความส่องสว่างและรัศมีของดาว ในทางกลับกัน เมื่อทราบองค์ประกอบทางเคมีของดาวและตำแหน่งของดาวบนแถบลำดับหลัก ก็สามารถอนุมานหามวลและรัศมีของดาวได้ ความสัมพันธ์นี้เป็นที่รู้จักในชื่อ ทฤษฎีบทโฟกท์–รัสเซิล ซึ่งตั้งชื่อตามไฮน์ริช โฟกท์ (Heinrich Vogt) และเฮนรี นอร์ริส รัสเซิล ซึ่งต่อมาได้มีการค้นพบว่าความสัมพันธ์ดังกล่าวนี้ใช้ไม่ได้สำหรับดาวที่มีองค์ประกอบไม่สม่ำเสมอ

ในปี ค.ศ. 1943 วิลเลียม วิลสัน มอร์แกน (William Wilson Morgan) และฟิลิป ไชล์ดส์ คีแนน (Philip Childs Keenan) ได้เผยแพร่ระบบการจัดจำแนกดาวฤกษ์ที่ปรับปรุงใหม่ ระบบการจัดจำแนกแบบ MK นี้กำหนดให้ดาวแต่ละดวงมีชนิดสเปกตรัมซึ่งอ้างอิงจากระบบฮาร์วาร์ดควบคู่กับลำดับชั้นความส่องสว่าง การจัดจำแนกของฮาร์วาร์ดนั้นได้พัฒนาขึ้นโดยการกำหนดตัวอักษรต่างกันให้กับดาวแต่ละดวงตามความเข้มของเส้นสเปกตรัมไฮโดรเจนก่อนที่จะมีการค้นพบความสัมพันธ์ระหว่างสเปกตรัมและอุณหภูมิ เมื่อเรียงลำดับตามอุณหภูมิและตัดชนิดที่ซ้ำกันออกแล้ว ชนิดสเปกตรัมของดาวจะเรียงตามลำดับอุณหภูมิที่ลดลง พร้อมสีที่เปลี่ยนจากน้ำเงินไปแดง ได้แก่ O, B, A, F, G, K และ M (คำช่วยจำที่นิยมใช้ในการท่องจำลำดับชนิดดาวฤกษ์นี้คือ “Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me”) ส่วนลำดับชั้นความส่องสว่างนั้นจะแบ่งตั้งแต่ I ถึง V ตามลำดับความส่องสว่างที่ลดลง โดยดาวที่อยู่ในชั้นความส่องสว่าง V จัดว่าเป็นดาวบนแถบลำดับหลัก

ในเดือนเมษายน ค.ศ. 2018 นักดาราศาสตร์รายงานการค้นพบดาวฤกษ์ “ปกติ” ที่อยู่ห่างไกลที่สุดเท่าที่เคยตรวจพบ (กล่าวคือดาวบนแถบลำดับหลัก) ซึ่งมีชื่อว่าอิคารัส (ชื่ออย่างเป็นทางการ MACS J1149 Lensed Star 1) ที่อยู่ห่างจากโลกประมาณ 9 พันล้านปีแสง

## การก่อตัวและวิวัฒนาการ

เมื่อดาวฤกษ์ก่อนเกิดก่อตัวขึ้นจากการยุบตัวของกลุ่มก๊าซและฝุ่นในเมฆโมเลกุลยักษ์ที่อยู่ในสสารระหว่างดาวเฉพาะที่ องค์ประกอบตั้งต้นจะมีความเป็นเนื้อเดียวกันทั่วทั้งบริเวณ โดยมีมวลเป็นไฮโดรเจนประมาณ 70% ฮีเลียม 28% และธาตุอื่นในปริมาณเล็กน้อย มวลเริ่มต้นของดาวขึ้นอยู่กับสภาวะเฉพาะภายในเมฆนั้น (การกระจายมวลของดาวฤกษ์ที่ก่อตัวใหม่สามารถถูกอธิบายเชิงประจักษ์ได้ด้วยฟังก์ชันมวลเริ่มต้น) ระหว่างการยุบตัวในช่วงเริ่มแรกนั้นดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลักนี้จะสร้างพลังงานความร้อนจากความดันที่เพิ่มขึ้นเนื่องจากการหดตัวของแรงโน้มถ่วง ช่วงเวลาก่อนที่ไฮโดรเจนจะเริ่มเผาไหม้นั้นตัวดาวจะใช้เวลาในสภาวะหดตัวที่เรียกว่ามาตราเวลาเคลวิน–เฮล์มโฮลทซ์ (Kelvin–Helmholtz time scale) หรือมาตราเวลาความร้อน (thermal timescale) ซึ่งมาตรานี้จะอธิบายระยะเวลาที่ดาวสามารถดำรงอยู่ได้จากการแผ่รังสีพลังงานจลน์ภายในของตนเอง เมื่อดาวมีความหนาแน่นเพียงพอ กระบวนการเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมและการผลิตพลังงานผ่านปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันแบบคายความร้อนจะเริ่มต้นขึ้น มาตราเวลานิวเคลียร์จึงมีประโยชน์ในการอธิบายระยะเวลาที่ดาวสามารถดำรงอยู่ได้ในช่วงถัดไปต่อจากนี้

เมื่อการหลอมนิวเคลียสของไฮโดรเจนกลายเป็นกระบวนการผลิตพลังงานหลักและพลังงานส่วนเกินที่ได้จากการหดตัวด้วยแรงโน้มถ่วงหมดลงแล้ว ตำแหน่งของดาวจะเข้าไปอยู่ตามเส้นโค้งบนแผนภาพแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล (HR diagram) ในจุดที่เรียกว่าแถบลำดับหลักมาตรฐาน โดยนักดาราศาสตร์มักเรียกช่วงนี้ว่า “แถบลำดับหลักระยะแรกเริ่ม” (zero-age main sequence) หรือ ZAMS ซึ่งเส้นโค้ง ZAMS สามารถคำนวณได้จากแบบจำลองคุณสมบัติดาวฤกษ์ด้วยคอมพิวเตอร์ ณ จุดที่ดาวเริ่มต้นกระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจน นับจากจุดนี้ กำลังส่องสว่างและอุณหภูมิพื้นผิวของดาวจะเพิ่มขึ้นตามอายุ

ดาวฤกษ์จะคงอยู่ใกล้กับตำแหน่งเริ่มต้นของมันบนแถบลำดับหลักจนกระทั่งไฮโดรเจนปริมาณมากในแก่นกลางถูกใช้จนหมดไป จากนั้นจึงเริ่มพัฒนาไปเป็นดาวที่มีความส่องสว่างมากขึ้น (บนแผนภาพ HR ดาวที่กำลังพัฒนาจะเคลื่อนขึ้นไปด้านบนและไปทางขวาของแถบลำดับหลัก) ดังนั้นแถบลำดับหลักจึงเป็นตัวแทนของช่วงชีวิตหลักที่ดาวใช้ในการหลอมรวมไฮโดรเจน

## การจำแนก

ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักนั้นสามารถแบ่งออกได้เป็นประเภทดังนี้:
* ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักประเภทโอ
* ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักประเภทบี
* ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักประเภทเอ
* ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักประเภทเอฟ
* ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักประเภทจี
* ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักประเภทเค
* ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักประเภทเอ็ม
ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประเภทเอ็ม (และประเภทเค) มักถูกอัางอิงในฐานะของดาวแคระแดง

## คุณสมบัติ
ดาวส่วนใหญ่บนแผนภาพ HR โดยทั่วไปจะอยู่ตามแนวเส้นโค้งแถบลำดับหลัก (main-sequence curve) เส้นโค้งนี้มีความโดดเด่นเป็นอย่างมาก เพราะทั้งชนิดสเปกตรัมและความส่องสว่างของดาวต่างขึ้นอยู่กับมวลของดาวเพียงอย่างเดียว (อย่างน้อยในลำดับการประมาณค่าในลำดับขั้นที่ศูนย์) ตราบเท่าที่ดาวยังคงมีการหลอมรวมไฮโดรเจนที่แก่นกลางของมัน และนั่นคือสิ่งที่ดาวแทบทุกดวงใช้ช่วงชีวิต ‘ที่ยังทำงานอยู่’ ส่วนใหญ่ไปกับกระบวนการนี้

อุณหภูมิของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดชนิดสเปกตรัมของมันผ่านผลกระทบที่มีต่อคุณสมบัติทางกายภาพของพลาสมาในชั้นโฟโตสเฟียร์ การแผ่พลังงานของดาวฤกษ์ในฐานะของฟังก์ชันของความยาวคลื่นจะได้รับอิทธิพลทั้งจากอุณหภูมิและองค์ประกอบทางเคมีของดาว ตัวบ่งชี้สำคัญของการกระจายพลังงานนี้คือดัชนีสี B − V ซึ่งเป็นการวัดขนาดของค่าโชติมาตรของดาวในแสงสีน้ำเงิน (B) และแสงเขียว-เหลือง (V) ด้วยการใช้ฟิลเตอร์ ความแตกต่างของค่าโชติมาตรนี้ให้ข้อมูลเกี่ยวกับอุณหภูมิของดาวฤกษ์

## คำจำกัดความของดาวแคระ
ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักมักถูกเรียกว่า ‘ดาวแคระ’ (dwarf stars) ทว่าคำศัพท์นี้ในบางส่วนมีที่มาทางประวัติศาสตร์และอาจสร้างความสับสนได้ สำหรับดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิต่ำกว่า เช่น ดาวแคระแดง ดาวแคระส้ม และดาวแคระเหลืองนั้นจะมีขนาดเล็กกว่าและสว่างน้อยกว่าดาวอื่น ๆ ที่มีสีเดียวกัน อย่างไรก็ตาม สำหรับดาวฤกษ์สีน้ำเงินหรือสีขาวที่ร้อนกว่านั้นความแตกต่างด้านขนาดและความสว่างระหว่างดาวที่เรียกว่า ‘ดาวแคระ’ ซึ่งอยู่บนแถบลำดับหลักกับดาว ‘ยักษ์’ ที่อยู่นอกแถบลำดับหลักนั้นจะแตกต่างกันน้อยลง สำหรับดาวฤกษ์ที่ร้อนที่สุดนั้นความแตกต่างดังกล่าวแทบไม่สามารถสังเกตได้โดยตรง และคำว่า ‘ดาวแคระ’ กับ ‘ดาวยักษ์’ จึงใช้เพื่อบ่งบอกถึงความแตกต่างในเส้นสเปกตรัม ซึ่งชี้ว่าดาวนั้นอยู่ในหรืออยู่นอกแถบลำดับหลัก กระนั้นแล้ว ดาวฤกษ์ที่ร้อนมากในแถบลำดับหลักก็ยังถูกเรียกว่า ‘ดาวแคระ’ อยู่เป็นบางครั้ง ถึงแม้ว่ามันจะมีขนาดและความสว่างใกล้เคียงกับดาว ‘ยักษ์’ ที่มีอุณหภูมิเท่ากันก็ตาม

การใช้คำว่า ‘ดาวแคระ’ เพื่อหมายถึงดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักนั้นสามารถสร้างความสับสนได้ในอีกแง่หนึ่ง เนื่องจากมีดาวแคระบางประเภทที่ไม่ใช่ดาวแถบลำดับหลัก ตัวอย่างเช่นดาวแคระขาว (white dwarf) ซึ่งเป็นแก่นกลางที่ตายแล้วของดาวฤกษ์หลังจากที่มันสลัดชั้นบรรยากาศด้านนอกออกไป และมีขนาดเล็กกว่าดาวในแถบลำดับหลักอย่างมาก โดยมีขนาดประมาณเท่ากับโลก ดาวแคระขาวเหล่านี้เป็นขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์แถบลำดับหลักในจำนวนมาก

## พารามิเตอร์

หากพิจารณาดาวฤกษ์เป็นแหล่งแผ่รังสีในอุดมคติที่เรียกว่า ‘วัตถุดำ’ (black body) จะบอกได้ว่าความส่องสว่าง *L* และรัศมี *R* นั้นสามารถเชื่อมโยงกับอุณหภูมิยังผล *T<sub>eff</sub>* ของมันได้ตามกฎของชเต็ฟฟัน–บ็อลทซ์มัน (Stefan–Boltzmann law) ได้ดังนี้:
: L = 4 \pi \sigma R^2 T_\text{eff}^4
โดยที่ σ คือค่าคงที่ของชเต็ฟฟัน–บ็อลทซ์มัน (Stefan–Boltzmann constant) กล่าวคือเมื่อตำแหน่งของดาวบนแผนภาพ HR แสดงค่าความส่องสว่างโดยประมาณ ความสัมพันธ์นี้สามารถนำมาใช้เพื่อคาดคะเนค่ารัศมีของดาวได้

มวล รัศมี และกำลังส่องสว่างของดาวมีความเกี่ยวข้องกันอย่างใกล้ชิด และค่าของแต่ละตัวสามารถประมาณได้ด้วยความสัมพันธ์สามประการ ประการแรกคือกฎของชเต็ฟฟัน–บ็อลทซ์มัน ซึ่งเชื่อมโยงกำลังส่องสว่าง *L* รัศมี *R* และอุณหภูมิพื้นผิว *T*eff ประการที่สองคือความสัมพันธ์มวล–กำลังส่องสว่าง ซึ่งเชื่อมโยงกำลังส่องสว่าง *L* เข้ากับมวล *M* และสุดท้ายคือความสัมพันธ์ระหว่าง *M* และ *R* มีลักษณะที่ใกล้เคียงเชิงเส้น โดยอัตราส่วนของ *M* ต่อ *R* จะเพิ่มขึ้นเพียงสามเท่าเมื่อมวล *M* เพิ่มขึ้น 2.5 อันดับของขนาด ซึ่งความสัมพันธ์ดังนี้มีสัดส่วนที่สอดคล้องกับอุณหภูมิภายในของดาว *T<sub>I</sub>* และการเพิ่มขึ้นที่ช้ามากนี้สะท้อนให้เห็นว่าปริมาณพลังงานที่ผลิตในแก่นกลางนั้นขึ้นอยู่กับอุณหภูมินี้อย่างมากในขณะที่ต้องสอดคล้องกับความสัมพันธ์มวล–กำลังส่องสว่าง ดังนั้นแล้วหากอุณหภูมิสูงเกินไปหรือต่ำเกินไปย่อมจะนำไปสู่ความไม่เสถียรของดาวได้

การประมาณค่าที่ให้ความแม่นยำยิ่งขึ้นคือการใช้ ε = *L/M* ซึ่งเป็นอัตราการผลิตพลังงานต่อหน่วยมวล โดยที่ ε มีความเป็นสัดส่วนกับ *T<sub>I</sub>*15  ซึ่ง *T<sub>I</sub>* คืออุณหภูมิแกนกลาง วิธีนี้เหมาะสำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อยเท่ากับมวลดวงอาทิตย์และมีกระบวนการ CNO โดยให้ความสัมพันธ์ที่สอดคล้องกว่าคือค่า *R* ∝ *M*0.78

### ตัวอย่างพารามิเตอร์
ตารางด้านล่างนี้แสดงค่าตัวอย่างสำหรับดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลัก โดยค่ากำลังส่องสว่าง (L) รัศมี (R) และมวล (M) ถูกระบุในรูปสัมพัทธ์กับดวงอาทิตย์ซึ่งถูกจัดเป็นดาวแคระที่มีสเปกตรัมแบบ G2 V ทั้งนี้ค่าจริงของดาวฤกษ์แต่ละดวงอาจแตกต่างจากค่าที่ระบุไว้ด้านล่างได้ถึงประมาณ 20–30%

## การสร้างพลังงาน

ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักทุกดวงมีบริเวณแก่นกลางที่พลังงานถูกผลิตขึ้นจากกระบวนการหลอมนิวเคลียส อุณหภูมิและความหนาแน่นของแก่นกลางนี้อยู่ในระดับที่จำเป็นต่อการคงการผลิตพลังงานซึ่งจะค้ำจุนโครงสร้างส่วนที่เหลือของดาว หากการผลิตพลังงานลดลง มวลของชั้นดาวด้านบนจะกดอัดแก่นกลาง ทำให้อัตราการหลอมรวมเพิ่มขึ้นเนื่องจากอุณหภูมิและความดันที่สูงขึ้น ในทำนองเดียวกัน หากการผลิตพลังงานเพิ่มขึ้น ดาวจะขยายตัว ส่งผลให้ความดันในแก่นกลางลดลง ดังนั้นดาวฤกษ์จึงได้สร้างระบบที่ควบคุมได้ด้วยตนเองได้ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต และมีความเสถียรตลอดช่วงชีวิตบนแถบลำดับหลักของมัน

ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักใช้กระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจนอยู่สองประเภท โดยอัตราการผลิตพลังงานจากแต่ละประเภทนั้นขึ้นอยู่กับอุณหภูมิในบริเวณแก่นกลาง นักดาราศาสตร์แบ่งลำดับหลักออกเป็นส่วนบนและส่วนล่าง โดยพิจารณาจากกระบวนการหลอมรวมที่มีบทบาทหลัก ในลำดับหลักส่วนล่าง พลังงานถูกผลิตขึ้นจากห่วงโซ่โปรตอน–โปรตอนเป็นหลัก ซึ่งเป็นการหลอมรวมไฮโดรเจนโดยตรงผ่านหลายขั้นตอนเพื่อสร้างฮีเลียม ส่วนดาวในลำดับหลักส่วนบนมีอุณหภูมิแก่นกลางสูงเพียงพอที่จะใช้วงจร CNO ได้อย่างมีประสิทธิภาพ (ดูแผนภาพประกอบ) โดยกระบวนการนี้จะใช้อะตอมของคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนเป็นตัวกลางในการหลอมรวมไฮโดรเจนให้เป็นฮีเลียม

ที่อุณหภูมิแก่นกลางของดาวฤกษ์ประมาณ 18 ล้านเคลวิน กระบวนการโปรตอน–โปรตอนและวงจร CNO จะมีประสิทธิภาพเท่าเทียมกัน โดยแต่ละกระบวนการผลิตพลังงานคิดเป็นครึ่งหนึ่งของความส่องสว่างรวมของดาว เนื่องจากอุณหภูมิแก่นกลางระดับนี้จะพบได้ในดาวที่มีมวลประมาณ 1.5 *M<sub>☉</sub>* ดังนั้นแถบลำดับหลักส่วนบนจึงประกอบด้วยดาวที่มีมวลมากกว่าค่านี้ ด้วยเหตุนี้โดยส่วนใหญ่แล้วนั้นดาวที่มีชนิดสเปกตรัม F หรือดาวที่เย็นกว่าจะอยู่ในแถบลำดับหลักส่วนล่าง ในขณะที่ดาวชนิด A หรือที่ร้อนกว่าจะอยู่ในแถบลำดับหลักส่วนบน การเปลี่ยนผ่านของกระบวนการผลิตพลังงานหลักจากรูปแบบหนึ่งไปสู่อีกรูปแบบหนึ่งเกิดขึ้นภายในช่วงมวลที่แตกต่างกันน้อยกว่ามวลดวงอาทิตย์หนึ่งเท่า สำหรับดวงอาทิตย์ซึ่งเป็นดาวที่มีมวลเท่ากับมวลดวงอาทิตย์มีพลังงานแค่เพียงประมาณ 1.5% เท่านั้นที่ถูกผลิตผ่านวงจร CNO ในทางตรงกันข้าม ดาวที่มีมวลตั้งแต่ 1.8 *M<sub>☉</sub>* ขึ้นไปจะผลิตพลังงานเกือบทั้งหมดของตนเองผ่านวงจร CNO

ขีดจำกัดด้านบนของมวลที่สังเกตได้ของดาวฤกษ์แถบลำดับหลักอยู่ที่ประมาณ 120–200 *M<sub>☉</sub>* คำอธิบายเชิงทฤษฎีของขีดจำกัดนี้คือดาวที่มีมวลมากกว่านี้ไม่สามารถแผ่พลังงานออกมาได้รวดเร็วเพียงพอที่จะคงสภาวะเสถียร ส่งผลให้มวลส่วนเกินถูกขับออกไปเป็นช่วง ๆ จนกว่าดาวจะมีมวลลดลงถึงระดับที่เสถียร ส่วนขีดจำกัดด้านล่างสำหรับการหลอมนิวเคลียสแบบโปรตอน–โปรตอนอย่างต่อเนื่องอยู่ที่ประมาณ 0.08 *M<sub>☉</sub>* หรือราว 80 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี หากต่ำกว่าค่านี้จะเป็นวัตถุมวลต่ำกว่าดาวฤกษ์ซึ่งไม่สามารถคงสภาพการหลอมรวมไฮโดรเจนได้ และถูกเรียกว่าดาวแคระน้ำตาล

## โครงสร้าง

เนื่องจากมีความแตกต่างของอุณหภูมิระหว่างแก่นกลางกับพื้นผิวหรือโฟโตสเฟียร์จึงทำให้พลังงานถูกถ่ายเทออกไปด้านนอก วิธีการถ่ายเทพลังงานมีอยู่สองรูปแบบ ได้แก่ การแผ่รังสีและการพาความร้อน บริเวณที่พลังงานถูกถ่ายเทด้วยการแผ่รังสีจะเรียกว่าเขตการแผ่รังสี ซึ่งมีความเสถียรต่อการเกิดการพาความร้อนและมีการผสมของพลาสมาเพียงเล็กน้อย ในทางตรงกันข้าม เขตการพาความร้อนนั้นเป็นบริเวณที่พลังงานถูกถ่ายเทด้วยการเคลื่อนที่เป็นกลุ่มก้อนของพลาสมา โดยสสารที่ร้อนกว่าจะลอยขึ้นและสสารที่เย็นกว่าจะจมลง การพาความร้อนเป็นวิธีการขนส่งพลังงานที่มีประสิทธิภาพมากกว่าการแผ่รังสี แต่จะเกิดขึ้นได้เฉพาะภายใต้สภาวะที่ทำให้เกิดความชันของอุณหภูมิอย่างสูงเท่านั้น

ในดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก (มากกว่า 10 *M<sub>☉</sub>*) อัตราการผลิตพลังงานจากวงจร CNO มีความไวต่ออุณหภูมิเป็นอย่างมาก ทำให้กระบวนการหลอมรวมพลังงานกระจุกตัวอยู่ที่แก่นกลางเป็นหลัก ด้วยเหตุนี้บริเวณแก่นกลางจึงมีความชันของอุณหภูมิสูง ส่งผลให้เกิดเขตการพาความร้อนเพื่อเพิ่มประสิทธิภาพในการถ่ายเทพลังงาน การผสมของสสารรอบแก่นกลางนี้ช่วยขจัด “เถ้าฮีเลียม” ออกจากบริเวณที่มีการหลอมรวมไฮโดรเจน ทำให้ไฮโดรเจนภายในดาวสามารถถูกนำไปใช้ได้มากขึ้นตลอดช่วงชีวิตบนแถบลำดับหลัก ส่วนบริเวณชั้นนอกของดาวฤกษ์มวลมากจะถ่ายเทพลังงานด้วยการแผ่รังสีเป็นหลัก โดยมีการพาความร้อนเพียงเล็กน้อยหรือแทบไม่มีเลย

ดาวฤกษ์มวลปานกลางอย่างเช่นดาวซิริอุสนั้นอาจถ่ายเทพลังงานหลักด้วยการแผ่รังสี โดยมีบริเวณการพาความร้อนขนาดเล็กอยู่ที่แก่นกลาง ดาวฤกษ์ขนาดกลางที่มีมวลต่ำอย่างเช่นดวงอาทิตย์นั้นมีบริเวณแก่นกลางที่เสถียรต่อการพาความร้อน และมีเขตการพาความร้อนอยู่ใกล้พื้นผิวซึ่งผสมรวมกับชั้นนอกของดาว ส่งผลให้แก่นกลางที่อุดมด้วยฮีเลียมค่อย ๆ สะสมตัว โดยถูกล้อมรอบด้วยบริเวณชั้นนอกที่อุดมไปด้วยไฮโดรเจน ในทางตรงกันข้าม ดาวฤกษ์ที่เย็นและมีมวลต่ำมาก (ต่ำกว่า 0.4 *M☉*) จะเกิดการพาความร้อนทั่วดาวทั้งดวง ดังนั้น ฮีเลียมที่ผลิตขึ้นในแก่นกลางจึงถูกกระจายไปทั่วดาว ส่งผลให้บรรยากาศมีความสม่ำเสมอค่อนข้างมาก และทำให้ดาวมีช่วงชีวิตบนแถบลำดับหลักที่ยาวนานขึ้นตามสัดส่วน

## ความแปรผันของกำลังส่องสว่างและสี
เมื่อฮีเลียมที่ไม่ได้เกิดการหลอมรวมสะสมตัวเพิ่มขึ้นในแก่นกลางของดาวฤกษ์บนลำดับหลัก ปริมาณไฮโดรเจนต่อหน่วยมวลที่ลดลงจะทำให้อัตราการหลอมรวมภายในมวลดังกล่าวค่อย ๆ ลดลง เนื่องจากพลังงานที่ได้จากการหลอมรวมเป็นแหล่งพลังงานที่ค้ำจุนความดันในแก่นกลางและพยุงชั้นดาวส่วนบนไว้ จากนั้นแก่นกลางจึงค่อย ๆ ถูกบีบอัดเรื่อย ๆ การอัดตัวนี้ทำให้สสารที่อุดมไปด้วยไฮโดรเจนถูกดันเข้าสู่บริเวณเปลือกรอบแก่นกลางที่อุดมไปด้วยฮีเลียมในระดับความลึกซึ่งมีความดันเพียงพอให้เกิดการหลอมรวมได้ พลังงานที่ผลิตได้สูงจากเปลือกดังกล่าวจะผลักชั้นดาวส่วนบนให้ขยายออกไปมากขึ้น ส่งผลให้รัศมีของดาวและตามมาด้วยกำลังส่องสว่างที่เพิ่มขึ้นอย่างค่อยเป็นค่อยไปตามกาลเวลา ตัวอย่างเช่นดวงอาทิตย์ในยุคเริ่มแรกมีกำลังส่องสว่างเพียงประมาณ 70% ของค่าในปัจจุบัน เมื่อดาวมีอายุมากขึ้น ตำแหน่งของมันบนแผนภาพ HR จะเปลี่ยนแปลงไปตามวิวัฒนาการนี้ ซึ่งสะท้อนออกมาในรูปของแถบลำดับหลักที่กว้างขึ้น อันประกอบด้วยดาวที่อยู่ในระยะวิวัฒนาการที่แตกต่างกัน

ปัจจัยอื่น ๆ ที่ทำให้แถบลำดับหลักบนแผนภาพ HR กว้างขึ้น ได้แก่ ความไม่แน่นอนของระยะห่างของดาวฤกษ์และการมีอยู่ของระบบดาวคู่ที่ไม่สามารถแยกแยะได้ ซึ่งอาจเปลี่ยนแปลงค่าพารามิเตอร์ของดาวที่สังเกตได้ อย่างไรก็ตาม แม้จะเป็นการสังเกตที่สมบูรณ์แบบ ทว่าแถบลำดับหลักก็ยังคงมีลักษณะที่พร่ามัวไม่คมชัด เนื่องจากมวลนั้นมิใช่พารามิเตอร์เพียงตัวเดียวที่ส่งผลต่อสีและความส่องสว่างของดาว ความแปรผันขององค์ประกอบทางเคมีอันเกิดจากปริมาณสสารเริ่มต้น สถานะทางวิวัฒนาการของดาว ปฏิสัมพันธ์กับดาวคู่ใกล้เคียง การหมุนอย่างรวดเร็ว หรือสนามแม่เหล็ก ปัจจัยเหล้านี้ล้วนสามารถทำให้ตำแหน่งของดาวฤกษ์แถบลำดับหลักบนแผนภาพ HR เปลี่ยนแปลงไปได้เล็กน้อย ตัวอย่างเช่น ดาวที่มีความเป็นโลหะต่ำ (กล่าวคือมีปริมาณธาตุที่มีเลขอะตอมสูงกว่าฮีเลียมในปริมาณน้อยมาก) ที่อยู่ต่ำกว่าแถบลำดับหลักเล็กน้อยจะถูกเรียกว่าดาวแคระเล็ก (subdwarf) โดยที่ดาวเหล่านี้ยังคงหลอมรวมไฮโดรเจนในแก่นกลาง และได้เป็นตัวแทนของขอบล่างของความพร่ามัวของแถบลำดับหลักซึ่งเกิดจากความแปรผันขององค์ประกอบทางเคมี

บริเวณที่เกือบเป็นแนวตั้งตรงบนแผนภาพ HR ซึ่งถูกเรียกว่าแถบความไม่เสถียร (instability strip) เป็นตำแหน่งของดาวแปรแสงแบบเป็นจังหวะหรือคาบที่เรียกว่าดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิด (Cepheid variables) ดาวเหล่านี้มีการเปลี่ยนแปลงกำลังส่องสว่างเป็นคาบอย่างสม่ำเสมอ ทำให้ปรากฏลักษณะเหมือนการเต้นเป็นจังหวะ โดยแถบดังกล่าวตัดผ่านส่วนบนของแถบลำดับหลักในบริเวณของดาวฤกษ์ชนิดสเปกตรัม A และ F ซึ่งมีมวลประมาณหนึ่งถึงสองเท่าของมวลดวงอาทิตย์ ดาวที่แปรแสงเป็นจังหวะที่อยู่ในส่วนของแถบความไม่เสถียรซึ่งตัดกับส่วนบนของแถบลำดับหลักจะถูกเรียกว่าดาวแปรแสงชนิดเดลตาสคูไท (Delta Scuti variables) ดาวฤกษ์แถบลำดับหลักในบริเวณนี้มีการเปลี่ยนแปลงกำลังส่องสว่างเพียงเล็กน้อย ทำให้ความแปรผันดังกล่าวตรวจจับได้ยาก นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์แถบลำดับหลักที่ไม่เสถียรชนิดอื่น ๆ อีก เช่น ดาวแปรแสงชนิดเบตาเซฟีไอ (Beta Cephei variables) ซึ่งไม่เกี่ยวข้องกับแถบความไม่เสถียรนี้

## อายุขัย
ปริมาณพลังงานทั้งหมดที่ดาวฤกษ์สามารถสร้างขึ้นได้จากการหลอมรวมนิวเคลียสของไฮโดรเจนนั้นถูกจำกัดด้วยปริมาณเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่สามารถนำไปใช้ได้ในแกนกลางของดาว สำหรับดาวฤกษ์ที่อยู่ในสภาวะสมดุลนั้นพลังงานความร้อนที่เกิดขึ้นในแกนกลางจะต้องมีค่าอย่างน้อยเท่ากับพลังงานที่แผ่ออกมาจากผิวดาว และเนื่องจากกำลังส่องสว่างแสดงถึงปริมาณพลังงานที่ถูกแผ่ออกมาต่อหน่วยเวลา ช่วงอายุรวมของดาวฤกษ์จึงสามารถประมาณค่าได้ในขั้นแรก โดยการนำพลังงานทั้งหมดที่ผลิตได้มาหารด้วยกำลังส่องสว่างของดาว

สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อยประมาณ 0.5 *M*☉ เมื่อแหล่งไฮโดรเจนในแกนกลางถูกใช้จนหมดและตัวดาวได้ขยายตัวจนกลายเป็นดาวยักษ์แดงแล้วมันจะเริ่มหลอมรวมนิวเคลียสของฮีเลียมเพื่อสร้างคาร์บอนได้ กระบวนการหลอมรวมฮีเลียมให้พลังงานต่อหน่วยมวลเพียงประมาณหนึ่งในสิบของกระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจน ทว่ากำลังส่องสว่างของดาวกลับเพิ่มสูงขึ้น ส่งผลให้ช่วงเวลาที่ดาวอยู่ในระยะนี้สั้นกว่าช่วงอายุบนแถบลำดับหลักเป็นอย่างมาก (ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์คาดว่าจะใช้เวลาประมาณ 130 ล้านปีในการเผาผลาญฮีเลียม เทียบกับประมาณ 12,000 ล้านปีในการเผาผลาญไฮโดรเจน) ดังนั้น ดาวฤกษ์ที่สังเกตได้ซึ่งมีมวลมากกว่า 0.5 *M*☉ ประมาณ 90% จะอยู่บนแถบลำดับหลัก โดยเฉลี่ยแล้ว ดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักเป็นที่ทราบกันว่ามีพฤติกรรมตามความสัมพันธ์เชิงประจักษ์ระหว่างมวลและกำลังส่องสว่าง ซึ่งกำลังส่องสว่าง (*L*) ของดาวมีสัดส่วนโดยประมาณกับมวลรวม (*M*) ตามกฎเลขยกกำลังดังต่อไปนี้:
: L\ \propto\ M^{3.5}
ความสัมพันธ์นี้เกิดกับดาวฤกษ์แถบลำดับหลักที่มีมวลอยู่ในช่วง 0.1–50 *M*☉

ปริมาณเชื้อเพลิงที่ใช้ในการหลอมรวมนิวเคลียสนั้นมีสัดส่วนโดยตรงกับมวลของดาวฤกษ์ ดังนั้นอายุขัยของดาวฤกษ์แถบลำดับหลักสามารถประมาณการณ์ได้โดยการเปรียบเทียบกับแบบจำลองวิวัฒนาการของดวงอาทิตย์ ซึ่งดวงอาทิตย์ที่เป็นดาวฤกษ์แถบลำดับหลักมาแล้วประมาณ 4,500 ล้านปีนั้นจะเริ่มขยายตัวอย่างรวดเร็วเข้าสู่ระยะดาวยักษ์แดงในอีกประมาณ 6,500 ล้านปี ส่งผลให้อายุรวมบนแถบลำดับหลักอยู่ที่ราว 1010 ปี ดังนั้นจึงกล่าวได้ว่า:

: \tau_\text{MS} \approx
  10^{10} \text{years} \left[ \frac{M}{M_\bigodot} \right] \left[ \frac{L_\bigodot}{L} \right] =
  10^{10} \text{years} \left[ \frac{M}{M_\bigodot} \right]^{-2.5}


โดย *M* และ *L* คือมวลและกำลังส่องสว่างของดาวฤกษ์ตามลำดับ ส่วน M_\bigodot คือ มวลดวงอาทิตย์ และ L_\bigodot คือ กำลังส่องสว่างดวงอาทิตย์ และ \tau_\text{MS} คือค่าประมาณช่วงอายุของดาวฤกษ์ที่อยู่บนแถบลำดับหลัก

แม้ว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าจะมีเชื้อเพลิงให้ใช้ในการเผาผลาญมากกว่าและโดยสัญชาตญาณแล้วเราอาจคาดได้ว่าพวกมันจะมีอายุยืนยาวกว่า แต่ในความเป็นจริงแล้วดาวฤกษ์เหล่านี้จะแผ่พลังงานออกมาในสัดส่วนที่มากขึ้นตามมวลที่เพิ่มขึ้นด้วย ซึ่งเป็นไปตามสมการสถานะของดาวฤกษ์ กล่าวคือ เพื่อให้ดาวฤกษ์มวลมากสามารถคงอยู่ในสภาวะที่สมดุลได้ แรงดันภายนอกจากพลังงานที่แผ่ออกมาซึ่งเกิดขึ้นในแกนกลาง ไม่เพียงแต่จำเป็นต้องเพิ่มขึ้นเท่านั้น แต่ยังต้องเพิ่มขึ้นจนสมดุลกับแรงโน้มถ่วงอันมหาศาลที่ดึงเข้าด้านในจากชั้นของดาว ด้วยเหตุนี้ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจึงอาจคงอยู่บนแถบลำดับหลักได้เพียงไม่กี่ล้านปี ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าหนึ่งในสิบของมวลดวงอาทิตย์อาจมีอายุยืนยาวได้นับล้านล้านปี

ความสัมพันธ์ระหว่างมวลและกำลังส่องสว่างที่แท้จริงนั้นขึ้นอยู่กับประสิทธิภาพของการลำเลียงพลังงานจากแกนกลางไปยังผิวดาว หากความทึบแสง (opacity) สูง จะมีผลคล้ายฉนวนที่กักเก็บพลังงานไว้ในแกนกลางมากขึ้น ทำให้ดาวฤกษ์ไม่จำเป็นต้องผลิตพลังงานมากนักเพื่อคงสภาวะสมดุลอุทกสถิต ในทางตรงกันข้าม หากความทึบแสงต่ำ พลังงานจะหลุดออกมาได้รวดเร็วกว่า และดาวฤกษ์จำเป็นต้องเผาผลาญเชื้อเพลิงมากขึ้นเพื่อรักษาสมดุล นอกจากนี้ ความทึบแสงที่สูงเพียงพอยังอาจทำให้การลำเลียงพลังงานเกิดขึ้นผ่านการพาความร้อน ซึ่งจะเปลี่ยนเงื่อนไขที่จำเป็นต่อการคงอยู่ในสภาวะสมดุล

ในดาวฤกษ์แถบลำดับหลักที่มีมวลสูงนั้นความทึบแสงจะถูกครอบงำโดยการกระเจิงของอิเล็กตรอน ซึ่งมีค่าที่ค่อนข้างคงที่เมื่ออุณหภูมิเพิ่มขึ้น ดังนั้นกำลังส่องสว่างจึงเพิ่มขึ้นแปรผันเพียงแค่ตามกำลังสามของมวลของดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลต่ำกว่า 10 *M*☉ ความทึบแสงจะขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ ส่งผลให้กำลังส่องสว่างแปรผันโดยประมาณตามกำลังสี่ของมวลดาวฤกษ์ ส่วนดาวฤกษ์มวลต่ำมากนั้นโมเลกุลในบรรยากาศจะมีส่วนช่วยเพิ่มความทึบแสงด้วยเช่นกัน เมื่อมวลต่ำกว่าประมาณ 0.5 *M*☉ กำลังส่องสว่างของดาวฤกษ์จะแปรผันตามมวลยกกำลัง 2.3 ทำให้ความชันของกราฟความสัมพันธ์ระหว่างมวลกับความส่องสว่างแบนราบลง อย่างไรก็ตาม การคำนวนใหม่เหล่านี้ก็ยังเป็นเพียงการประมาณค่าเท่านั้น และความสัมพันธ์ระหว่างมวลและกำลังส่องสว่างอาจแตกต่างกันไปขึ้นอยู่กับองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์

## เส้นทางวิวัฒนาการ

เมื่อดาวฤกษ์ในลำดับหลักใช้ไฮโดรเจนในแกนกลางจนหมดลง การสูญเสียแหล่งกำเนิดพลังงานจะทำให้การยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วงกลับมาเกิดขึ้นอีกครั้ง และดาวฤกษ์จะวิวัฒนาการออกจากลำดับหลัก ซึ่งเส้นทางที่ดาวฤกษ์เคลื่อนที่ไปบนแผนภาพ HR จะถูกเรียกว่าเส้นทางวิวัฒนาการ (evolutionary track) โดยเส้นทางที่เรียกว่าแถบลำดับหลักระยะแรกเริ่ม (zero-age main sequence; ZAMS) คือบริเวณที่ดาวฤกษ์ซึ่งมีมวลแตกต่างกันเริ่มต้นช่วงชีวิตในแถบลำดับหลัก ส่วนเส้นทางที่เรียกว่าแถบลำดับหลักระยะปลาย (terminal-age main sequence; TAMS) คือบริเวณที่ดาวฤกษ์ซึ่งมีมวลแตกต่างกันสิ้นสุดช่วงชีวิตในแถบลำดับหลักเมื่อไฮโดรเจนในแกนกลางถูกใช้ไปจนหมด
ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 0.23 *M*☉ นั้นคาดว่าจะวิวัฒนาการกลายไปเป็นดาวแคระขาวโดยตรงเมื่อการสร้างพลังงานจากปฏิกิริยาการหลอมรวมนิวเคลียสของไฮโดรเจนในแกนกลางสิ้นสุดลง อย่างไรก็ตาม ดาวฤกษ์ในช่วงมวลนี้มีอายุขัยในแถบลำดับหลักยาวนานกว่าอายุปัจจุบันของเอกภพ ดังนั้นจึงยังไม่มีดาวฤกษ์ดวงใดที่มีอายุมากพอให้กระบวนการดังกล่าวเกิดขึ้น

ในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 0.23 *M*☉ นั้นไฮโดรเจนที่ล้อมรอบแกนฮีเลียมจะมีอุณหภูมิและความดันที่สูงเพียงพอที่จะเกิดปฏิกิริยาหลอมรวมนิวเคลียสได้ ซึ่งส่งผลให้เกิดชั้นเผาไหม้ไฮโดรเจนรอบแกนกลาง และทำให้ชั้นนอกของดาวฤกษ์ขยายตัวและเย็นลง ระยะที่ดาวฤกษ์เริ่มเคลื่อนออกจากแถบลำดับหลักนี้เรียกว่าแขนงดาวยักษ์เล็ก (subgiant branch) ซึ่งเป็นช่วงเวลาที่ค่อนข้างสั้นและปรากฏเป็นช่องว่างบนเส้นทางวิวัฒนาการเนื่องจากมีดาวฤกษ์เพียงไม่กี่ดวงที่ถูกสังเกตพบในช่วงดังกล่าว

เมื่อแกนฮีเลียมของดาวฤกษ์มวลต่ำเข้าสู่สภาวะเสื่อม (degenerate) หรือเมื่อชั้นนอกของดาวฤกษ์มวลปานกลางเย็นลงมากพอจนมีความทึบแสงแล้วนั้นไฮโดรเจนในชั้นเปลือกรอบแกนกลางจะมีอุณหภูมิสูงขึ้น และดาวฤกษ์จะเริ่มมีกำลังส่องสว่างเพิ่มขึ้น ระยะนี้เรียกว่าแขนงดาวยักษ์แดง (red-giant branch) ซึ่งเป็นช่วงวิวัฒนาการที่มีอายุค่อนข้างยาวและปรากฏเด่นชัดบนแผนภาพ HR ดาวฤกษ์เหล่านี้จะจบชีวิตลงในที่สุดด้วยการกลายเป็นดาวแคระขาว

ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจะไม่วิวัฒนาการเป็นดาวยักษ์แดง แต่แกนกลางของดาวจะร้อนขึ้นอย่างรวดเร็วจนสามารถหลอมรวมฮีเลียมและท้ายที่สุดรวมถึงธาตุที่หนักกว่านั้นได้ ดาวฤกษ์ประเภทนี้ถูกเรียกว่าดาวยักษ์ใหญ่ (supergiant) โดยจะเคลื่อนที่ไปตามเส้นทางวิวัฒนาการในแนวเกือบขนานกับแนวนอนจากแถบลำดับหลักไปตามส่วนบนของแผนภาพ HR ดาวยักษ์ใหญ่นั้นพบได้ค่อนข้างน้อยและไม่ปรากฏเด่นชัดในแผนภาพ HR เป็นส่วนใหญ่ โดยในที่สุดแล้วนั้นแกนกลางของดาวจะยุบตัวลง ซึ่งโดยส่วนมากจะนำไปสู่การระเบิดของซูเปอร์โนวา และทิ้งซากเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ

เมื่อกระจุกดาวก่อตัวขึ้นในช่วงเวลาใกล้เคียงกัน อายุขัยในแถบลำดับหลักของดาวฤกษ์ภายในกระจุกจะขึ้นอยู่กับมวลของดาวแต่ละดวง โดยดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจะออกจากแถบลำดับหลักก่อนและตามมาด้วยดาวที่มีมวลลดหลั่นกันลงมา ตำแหน่งบนแผนภาพที่ดาวฤกษ์ในกระจุกเริ่มออกจากแถบลำดับหลักเรียกว่าจุดออกจากแถบลำดับหลัก (turnoff point) เมื่อทราบอายุขัยในแถบลำดับหลักของดาวฤกษ์ที่ตำแหน่งนี้แล้ว ก็สามารถใช้ประเมินอายุของกระจุกดาวได้

## ดูเพิ่มเติม

* รายชื่อวัตถุทางดาราศาสตร์

## อ้างอิง

## อ่านเพิ่ม

### ทั่วไป
* Kippenhahn, Rudolf, *100 Billion Suns*, Basic Books, New York, 1983.

### เฉพาะทาง
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 

หมวดหมู่:ดาวฤกษ์แถบลำดับหลัก
หมวดหมู่:ประเภทของดาวฤกษ์
หมวดหมู่:วิวัฒนาการของดาวฤกษ์