pythainlp/thai_wikipedia_clean_20230101 huggingface dataset:
วิลเลียม เฮอร์เชล เป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่พยายามตรวจหาการกระจายตัวของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1780 เขาได้ทำการตรวจวัดดวงดาวในทิศทางต่าง ๆ มากกว่า 600 แบบ และนับจำนวนดาวฤกษ์ที่มองเห็นในแต่ละทิศทางนั้น ด้วยวิธีนี้เขาพบว่า จำนวนของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้นอย่างสม่ำเสมอไปทางด้านหนึ่งของท้องฟ้า คือในทิศทางที่มุ่งเข้าสู่ใจกลางของทางช้างเผือก จอห์น เฮอร์เชล บุตรชายของเขาได้ทำการศึกษาซ้ำเช่นนี้อีกครั้งในเขตซีกโลกใต้ และพบผลลัพธ์ที่เป็นไปในทิศทางเดียวกัน นอกเหนือจากผลสำเร็จด้านอื่น ๆ แล้ว วิลเลียม เฮอร์เชลได้รับยกย่องจากผลสังเกตของเขาครั้งนี้ว่า มีดาวฤกษ์บางดวงไม่ได้อยู่บนแนวเส้นสังเกตอันเดียวกัน แต่มีดาวอื่นใกล้เคียงซึ่งเป็นระบบดาวคู่
ศาสตร์การศึกษาสเปกโทรสโกปีของดาวฤกษ์เริ่มบุกเบิกโดย โจเซฟ ฟอน ฟรอนโฮเฟอร์ และแองเจโล เซคคี โดยการเปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวฤกษ์เช่น เปรียบดาวซิริอุสกับดวงอาทิตย์ พวกเขาพบว่ากำลังและจำนวนของเส้นดูดกลืนสเปกตรัมของดาวมีความแตกต่างกัน คือส่วนของแถบมืดในสเปกตรัมดาวฤกษ์ที่เกิดจากการดูดกลืนคลื่นความถี่เฉพาะอันเป็นผลจากบรรยากาศ ปี ค.ศ. 1865 เซคคีเริ่มต้นจัดประเภทของดาวฤกษ์ตามลักษณะสเปกตรัมของมัน อย่างไรก็ดี รูปแบบการจัดประเภทดาวฤกษ์ดังที่ใช้กันอยู่ในยุคปัจจุบันได้พัฒนาขึ้นโดย แอนนี เจ. แคนนอน ในระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1900
การเฝ้าสังเกตดาวคู่เริ่มมีความสำคัญมากยิ่งขึ้นในช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 19 ในปี ค.ศ. 1834 ฟรีดดริค เบสเซล ได้เฝ้าสังเกตการเปลี่ยนแปลงความเร็วแนวเล็งของดาวซิริอุส และสรุปว่ามันมีดาวคู่ที่ซ่อนตัวอยู่ เอ็ดเวิร์ด พิคเคอริ่งค้นพบการแยกสีของดาวคู่เป็นครั้งแรกในปี ค.ศ. 1899 ขณะที่กำลังสังเกตการกระจายแสงตามรอบเวลาของดาวมิซาร์ซึ่งมีช่วงเวลา 104 วัน รายละเอียดการเฝ้าสังเกตระบบดาวคู่อื่น ๆ ก็เพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ โดยนักดาราศาสตร์หลายคน เช่น วิลเลียม สตรูฟ และ เอส. ดับเบิลยู เบิร์นแฮม และทำให้สามารถคำนวณมวลของดาวฤกษ์ได้จากองค์ประกอบวงโคจรของมัน ความสำเร็จแรกในการคำนวณวงโคจรของระบบดาวคู่จากการสังเกตการณ์ทางกล้องโทรทรรศน์ทำได้โดย เฟลิกซ์ ซาวารี ในปี ค.ศ. 1827
การศึกษาดาวฤกษ์มีความก้าวหน้าขึ้นอย่างมากตลอดช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 20 ภาพถ่ายกลายเป็นเครื่องมือสำคัญที่มีค่ายิ่งสำหรับการศึกษาทางดาราศาสตร์ คาร์ล สวาซชิลด์ค้นพบว่า สีของดาวฤกษ์ซึ่งหมายถึงอุณหภูมิของมันนั้น สามารถตรวจสอบได้โดยการเปรียบเทียบค่าความส่องสว่างปรากฏกับความสว่างในภาพถ่าย มีการพัฒนาโฟโตมิเตอร์แบบโฟโตอิเล็กทริกซึ่งช่วยให้การตรวจวัดความสว่างที่ความยาวคลื่นหลาย ๆ ช่วงทำได้แม่นยำยิ่งขึ้น ปี ค.ศ. 1921 อัลเบิร์ต เอ. มิเชลสัน ได้ทำการตรวจวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ได้เป็นครั้งแรกโดยใช้อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ของกล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์
ผลงานที่สำคัญในการศึกษาลักษณะทางกายภาพของดาวฤกษ์เกิดขึ้นในช่วงทศวรรษแรก ๆ ของคริสต์ศตวรรษที่ 20 ในปี ค.ศ. 1913 ได้มีการพัฒนาไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ ซึ่งช่วยกระตุ้นการศึกษาด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์ของดาวฤกษ์มากยิ่งขึ้น แบบจำลองเกี่ยวกับโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์และวิวัฒนาการของดาวก็ได้รับการพัฒนาขึ้นจนสำเร็จ รวมไปถึงการพยายามอธิบายสเปกตรัมของดาวซึ่งสามารถทำได้โดยความก้าวหน้าอย่างยิ่งของควอนตัมฟิสิกส์ ทั้งหมดนี้นำไปสู่การอธิบายองค์ประกอบทางเคมีของชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์อีกด้วย
นอกเหนือจากซูเปอร์โนวาแล้ว ได้มีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวจำนวนมากในดาราจักรต่าง ๆ ที่อยู่ในกลุ่มท้องถิ่นของทางช้างเผือก โดยเฉพาะอย่างยิ่งการเฝ้าสังเกตทางช้างเผือกในส่วนที่สามารถมองเห็นได้ (ดังที่ได้แสดงในบัญชีรายชื่อดาวฤกษ์เท่าที่พบในดาราจักรทางช้างเผือก) แต่ยังมีดาวฤกษ์ที่เฝ้าสังเกตบางดวงอยู่ในดาราจักร M100 ในกระจุกดาราจักรหญิงสาว ซึ่งอยู่ห่างจากโลกไปราว 100 ล้านปีแสง เราสามารถที่จะมองเห็นกระจุกดาวภายในกระจุกดาราจักรยวดยิ่งท้องถิ่น กล้องโทรทรรศน์ในยุคปัจจุบันโดยทั่วไปสามารถใช้สังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวจาง ๆ ในกระจุกดาราจักรท้องถิ่นได้ ดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลที่สุดที่เคยเฝ้าสังเกตอยู่ไกลออกไปนับหลายร้อยล้านปีแสง (ดูเพิ่มเติมใน ดาวเซเฟอิด) อย่างไรก็ดี ยังไม่เคยมีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวหรือกระจุกดาวอื่นใดที่อยู่พ้นจากกระจุกดาราจักรยวดยิ่งของเราออกไปเลย นอกจากภาพถ่ายจาง ๆ ภาพเดียวที่แสดงถึงกระจุกดาวขนาดใหญ่อันประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายแสนดวง อยู่ห่างออกไปมากกว่าหนึ่งพันล้านปีแสง ซึ่งไกลเป็นสิบเท่าของระยะห่างของกระจุกดาวไกลที่สุดที่เคยมีการสังเกตการณ์มา
หลักการเกี่ยวกับกลุ่มดาวเป็นที่รู้จักกันมานานแล้วตั้งแต่ยุคสมัยบาบิโลน ผู้ที่เฝ้าสังเกตท้องฟ้ายามราตรีในยุคโบราณจินตนาการรูปร่างการรวมตัวของดวงดาวออกมาเป็นรูปแบบต่าง ๆ กัน และนำมาเกี่ยวโยงกับตำนานปรัมปราตามความเชื่อของตน มีกลุ่มดาว 12 รูปแบบเรียงตัวกันอยู่ตามแนวสุริยวิถี ในเวลาต่อมากลุ่มดาวทั้ง 12 กลุ่มนี้กลายเป็นพื้นฐานของวิชาโหราศาสตร์ นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ที่แยกจากกลุ่มอีกจำนวนหนึ่งที่โดดเด่น ก็ได้รับการตั้งชื่อให้ด้วย โดยมากเป็นชื่อในภาษาอารบิกหรือภาษาละติน
นอกเหนือไปจากกลุ่มดาวและดวงอาทิตย์แล้ว บรรดาดวงดาวทั้งหมดก็มีตำนานเป็นของตัวเองด้วย ตามความเชื่อของชาวกรีกโบราณ ดวงดาวบางดวง หรือที่แท้คือ ดาวเคราะห์ (ภาษากรีกโบราณว่า πλανήτης (planētēs) หมายถึง "ผู้พเนจร") เป็นตัวแทนของเทพเจ้าองค์สำคัญหลายองค์ ซึ่งชื่อของเทพเจ้าเหล่านั้นก็เป็นที่มาของชื่อดาวด้วย เช่น ดาวพุธ (เมอร์คิวรี) ดาวศุกร์ (วีนัส) ดาวอังคาร (มาร์ส) ดาวพฤหัสบดี (จูปิเตอร์) และดาวเสาร์ (แซทเทิร์น) สำหรับดาวยูเรนัสและเนปจูนก็เป็นชื่อของตำนานเทพเจ้ากรีกและตำนานเทพเจ้าโรมันเช่นเดียวกัน แม้ในอดีตดาวทั้งสองนี้ยังไม่เป็นที่รู้จัก เพราะมันมีความสว่างต่ำมาก แต่นักดาราศาสตร์ในยุคหลังก็ตั้งชื่อดาวทั้งสองตามชื่อของเทพเจ้าด้วยเช่นกัน
คริสต์ทศวรรษ 1600 มีการใช้ชื่อของกลุ่มดาวไปใช้ตั้งชื่อดาวฤกษ์อื่นที่พบอยู่ในย่านฟ้าเดียวกัน นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน โยฮัน เบเยอร์ ได้สร้างชุดแผนที่ดาวขึ้นชุดหนึ่ง เขาใช้อักษรกรีกในการตั้งรหัสดาวแต่ละดวงในกลุ่มดาว ต่อมา จอห์น เฟลมสตีด คิดค้นระบบตัวเลขประสมเข้าไปโดยอ้างอิงจากค่าไรต์แอสเซนชั่นของดาว เขาจัดทำรายชื่อดาวไว้ในหนังสือ "Historia coelestis Britannica" (ฉบับปี ค.ศ. 1712) ในเวลาต่อมาระบบตัวเลขนี้เป็นที่รู้จักในชื่อ "ระบบการตั้งชื่อดาวฤกษ์ของเฟลมสตีด" หรือ "ระบบตัวเลขเฟลมสตีด"
ภายใต้กฎหมายอวกาศ หน่วยงานเพียงแห่งเดียวซึ่งเป็นที่ยอมรับทั่วโลกว่ามีอำนาจหน้าที่ในการตั้งชื่อวัตถุท้องฟ้าต่าง ๆ คือ สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล ยังมีบริษัทเอกชนอีกจำนวนหนึ่งที่อ้างการจำหน่ายชื่อแก่ดวงดาว (ดังเช่น "สำนักจดทะเบียนดาวฤกษ์ระหว่างประเทศ") อย่างไรก็ดี ชื่อจากองค์กรเหล่านี้ไม่เป็นที่ยอมรับจากชุมชนวิทยาศาสตร์ และไม่มีใครใช้ด้วย นักวิทยาศาสตร์เห็นว่าองค์กรเหล่านี้เป็นพวกหลอกลวงที่ต้มตุ๋นประชาชนทั่วไปซึ่งไม่เข้าใจกระบวนการตั้งชื่อดาวฤกษ์ แต่กระนั้น ลูกค้าที่ทราบเรื่องนี้ก็ยังคงมีความปรารถนาที่จะตั้งชื่อดาวฤกษ์ด้วยตนเอง
คุณลักษณะของดาวฤกษ์โดยมากจะระบุโดยใช้มาตราเอสไอ หรืออาจมีที่ใช้มาตราซีจีเอสบ้างจำนวนหนึ่ง (ตัวอย่างเช่น การระบุค่าความส่องสว่างเป็น เออร์กต่อวินาที) ค่าของมวล ความส่องสว่าง และรัศมี มักระบุในหน่วยของดวงอาทิตย์ โดยอ้างอิงจากคุณลักษณะของดวงอาทิตย์ ดังนี้
สำหรับหน่วยความยาวที่ยาวมาก ๆ เช่นรัศมีของดาวฤกษ์ยักษ์ หรือค่ากึ่งแกนเอกของระบบดาวคู่ มักระบุโดยใช้หน่วยดาราศาสตร์ (AU) ซึ่งมีค่าโดยประมาณเท่ากับระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ (ประมาณ 150 ล้านกิโลเมตร หรือ 93 ล้านไมล์)
กำเนิดและวิวัฒนาการ.
ดาวฤกษ์จะก่อตัวขึ้นภายในเขตขยายของมวลสารระหว่างดาวที่มีความหนาแน่นสูงกว่า ถึงแม้ว่าความหนาแน่นนี้จะยังคงต่ำกว่าห้องสุญญากาศบนโลกก็ตาม ในบริเวณนี้ซึ่งเรียกว่า "เมฆโมเลกุล" และประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ โดยมีฮีเลียมราวร้อยละ 23-28 และธาตุที่หนักกว่าอีกจำนวนหนึ่ง ตัวอย่างหนึ่งของบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์อยู่ในเนบิวลานายพราน และเมื่อดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ก่อตั้งขึ้นจากเมฆโมเลกุล ดาวฤกษ์เหล่านี้ก็ได้ให้ความสว่างแก่เมฆเหล่านี้ นอกจากนี้ยังเปลี่ยนไฮโดรเจนให้กลายเป็นไอออน ทำให้เกิดบริเวณที่เรียกว่า บริเวณเอช 2
การก่อตัวของดาวฤกษ์ก่อนเกิด.
จุดกำเนิดของดาวฤกษ์เกิดขึ้นจากแรงโน้มถ่วงที่ไม่เสถียรภายในเมฆโมเลกุล โดยมากมักเกิดจากคลื่นกระแทกจากซูเปอร์โนวา (การระเบิดขนาดใหญ่ของดาวฤกษ์) หรือจากการแตกสลายของดาราจักรสองแห่งที่ปะทะกัน (เช่นในดาราจักรชนิดดาวกระจาย) เมื่อย่านเมฆนั้นมีความหนาแน่นเพียงพอจนถึงขอบเขตความไม่เสถียรของฌ็อง มันจึงยุบตัวลงด้วยแรงโน้มถ่วงภายในของมันเอง
ขณะที่เมฆโมเลกุลยุบตัวลง ฝุ่นและแก๊สหนาแน่นก็เข้ามาเกาะกลุ่มอยู่ด้วยกัน เรียกว่า กลุ่มเมฆบอก ยิ่งกลุ่มเมฆยุบตัวลง ความหนาแน่นภายในก็เพิ่มสูงขึ้นเรื่อย ๆ พลังงานจากแรงโน้มถ่วงถูกแปลงไปกลายเป็นความร้อนซึ่งทำให้อุณหภูมิสูงยิ่งขึ้น เมื่อเมฆดาวฤกษ์ก่อนเกิดนี้ดำเนินไปจนกระทั่งถึงสภาวะสมดุลของอุทกสถิต จึงเริ่มมีดาวฤกษ์ก่อนเกิดก่อตัวขึ้นที่ใจกลาง ดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลักมักจะมีแผ่นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดล้อมรอบอยู่ ช่วงเวลาของการแตกสลายด้วยแรงโน้มถ่วงนี้กินเวลาประมาณ 10-15 ล้านปี
ดาวฤกษ์ยุคแรกที่มีมวลน้อยกว่า 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ จะเรียกว่าเป็นดาวประเภท T Tauri ส่วนพวกที่มีมวลมากกว่านั้นจะเรียกว่าเป็น ดาวเฮอร์บิก Ae/Be ดาวฤกษ์เกิดใหม่เหล่านี้จะแผ่ลำพลังงานของแก๊สออกมาตามแนวแกนการหมุน ซึ่งอาจช่วยลดโมเมนตัมเชิงมุมของดาวฤกษ์ที่กำลังยุบตัวลงและทำให้กลุ่มเมฆเรืองแสงเป็นหย่อม ๆ ซึ่งรู้จักกันในชื่อ วัตถุเฮอร์บิก-ฮาโร ลำแก๊สเหล่านี้ เมื่อประกอบกับการแผ่รังสีจากดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่อยู่ใกล้เคียง อาจช่วยขับกลุ่มเมฆซึ่งปกคลุมอยู่รอบดาวฤกษ์ที่ดาวนั้นก่อตั้งอยู่ออกไป
แถบลำดับหลัก.
ช่วงเวลากว่า 90% ของดาวฤกษ์จะใช้ไปในการเผาผลาญไฮโดรเจนเพื่อสร้างฮีเลียมด้วยปฏิกิริยาแรงดันสูงและอุณหภูมิสูงที่บริเวณใกล้แกนกลาง เรียกดาวฤกษ์เหล่านี้ว่าเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ในแถบลำดับหลักหรือดาวแคระ นับแต่ช่วงอายุเป็น 0 ในแถบลำดับหลัก สัดส่วนฮีเลียมในแกนกลางดาวจะเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ผลที่เกิดขึ้นตามมาเพื่อการรักษาอัตราการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นในแกนกลางคือ ดาวฤกษ์จะค่อย ๆ มีอุณหภูมิสูงขึ้นและความส่องสว่างเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์มีค่าความส่องสว่างเพิ่มขึ้นนับจากเมื่อครั้งเข้าสู่แถบลำดับหลักครั้งแรกเมื่อ 4,600 ล้านปีก่อนราว 40%
ดาวฤกษ์ทุกดวงจะสร้างลมดาวฤกษ์ ซึ่งประกอบด้วยอนุภาคเล็ก ๆ ของแก๊สที่ไหลออกจากดาวฤกษ์ไปในห้วงอวกาศ โดยมากแล้วมวลที่สูญเสียไปจากลมดาวฤกษ์นี้ถือว่าน้อยมาก แต่ละปีดวงอาทิตย์จะสูญเสียมวลออกไปประมาณ 10-14 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หรือคิดเป็นประมาณ 0.01% ของมวลทั้งหมดของมันตลอดช่วงอายุ แต่สำหรับดาวฤกษ์มวลมากอาจจะสูญเสียมวลไปราว 10−7 ถึง 10−5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ต่อปี ซึ่งค่อนข้างส่งผลกระทบต่อวิวัฒนาการของตัวมันเอง ดาวฤกษ์ที่มีมวลเริ่มต้นมากกว่า 50 เท่าของมวลดวงอาทิตย์อาจสูญเสียมวลออกไปราวครึ่งหนึ่งของมวลทั้งหมดตลอดช่วงเวลาที่อยู่ในแถบลำดับหลัก
ระยะเวลาที่ดาวฤกษ์จะอยู่บนแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลเชื้อเพลิงตั้งต้นกับอัตราเผาผลาญเชื้อเพลิงของดาวฤกษ์นั้น ๆ กล่าวอีกนัยหนึ่งคือมวลตั้งต้นและความส่องสว่างของดาวฤกษ์นั่นเอง สำหรับดวงอาทิตย์ ประมาณว่าจะอยู่บนแถบลำดับหลักประมาณ 1010 ปี ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะเผาผลาญเชื้อเพลิงในอัตราเร็วมากและมีอายุสั้น ขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็ก (คือดาวแคระ) จะเผาผลาญเชื้อเพลิงในอัตราที่ช้ากว่าและสามารถอยู่บนแถบลำดับหลักได้นานหลายหมื่นหรือหลายแสนล้านปี ซึ่งในบั้นปลายของอายุ มันจะค่อย ๆ หรี่จางลงเรื่อย ๆ อย่างไรก็ดี อายุของเอกภพที่ประมาณการไว้ในปัจจุบันอยู่ที่ 13,700 ล้านปี ดังนั้นจึงไม่อาจค้นพบดาวฤกษ์ดังที่กล่าวมานี้ได้
นอกเหนือจากมวล องค์ประกอบของธาตุหนักที่หนักกว่าฮีเลียมก็มีบทบาทสำคัญต่อวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เช่นกัน ในทางดาราศาสตร์ ธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมจะเรียกว่าเป็น "โลหะ" และความเข้มข้นทางเคมีของธาตุเหล่านี้จะเรียกว่า ค่าความเป็นโลหะ ค่านี้มีอิทธิพลต่อช่วงเวลาที่ดาวฤกษ์เผาผลาญเชื้อเพลิง รวมถึงควบคุมการกำเนิดสนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์ และมีผลต่อความเข้มของลมดาวฤกษ์ด้วย ดาวฤกษ์ชนิดดารากร 2 ซึ่งมีอายุเก่าแก่กว่าจะมีค่าความเป็นโลหะน้อยกว่าดาวฤกษ์รุ่นใหม่ หรือดาวฤกษ์แบบดารากร 3 เนื่องมาจากองค์ประกอบที่มีอยู่ในเมฆโมเลกุลอันดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นมานั่นเอง ยิ่งเวลาผ่านไป เมฆเหล่านี้จะมีส่วนประกอบของธาตุหนักเข้มข้นขึ้นเรื่อย ๆ เมื่อดาวฤกษ์เก่าแก่สิ้นอายุขัยและส่งคืนสารประกอบภายในชั้นบรรยากาศของมันกลับไปในอวกาศ
หลังแถบลำดับหลัก.
เมื่อดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อย 0.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หมดไฮโดรเจนในแกนกลาง พื้นผิวชั้นนอกของมันจะขยายตัวอย่างมากและดาวจะเย็นลง ซึ่งเป็นการก่อตั้งของดาวยักษ์แดง ยกตัวอย่างเช่น อีกภายใน 5 พันล้านปี เมื่อดวงอาทิตย์กลายเป็นดาวยักษ์แดง มันจะขยายตัวออกจนมีรัศมีสูงสุดราว 1 หน่วยดาราศาสตร์ (150,000,000 กม.) หรือคิดเป็นขนาด 250 เท่าของขนาดในปัจจุบัน และเมื่อดวงอาทิตย์กลายเป็นดาวยักษ์แดง มันจะสูญเสียมวลไปราว 30% ของมวลดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน
ในดาวยักษ์แดงที่มีมวลมากถึง 2.25 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ปฏิกิริยาฟิวชั่นไฮโดรเจนจะยังคงดำเนินต่อไปในพื้นผิวเปลือกรอบแกนกลาง ในที่สุด แกนกลางจะบีบอัดจนกระทั่งเริ่มปฏิกิริยาฟิวชั่นฮีเลียม และดาวฤกษ์จะมีรัศมีหดตัวลงอย่างต่อเนื่องและมีอุณหภูมิพื้นผิวสูงขึ้น ในดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่านี้ พื้นที่แกนกลางจะเปลี่ยนจากการฟิวชั่นไฮโดรเจนไปเป็นการฟิวชั่นฮีเลียมโดยตรง
หลังจากดาวฤกษ์ได้ใช้ฮีเลียมที่แกนกลางจนหมด ปฏิกิริยาฟิวชั่นจะยังคงดำเนินต่อไปในเปลือกหุ้มแกนกลางซึ่งประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจน ดาวฤกษ์นั้นก็จะยังคงดำเนินต่อไปในเส้นทางวิวัฒนาการคู่ขนานไปกับระยะดาวยักษ์แดงในช่วงแรก แต่มีอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่ามาก
ดาวมวลมาก.
ระหว่างช่วงการเผาผลาญฮีเลียมของดาวฤกษ์เหล่านี้ ดาวมวลมากซึ่งมีมวลมากกว่า 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะพองตัวออกจนกระทั่งกลายเป็นดาวยักษ์ใหญ่แดง เมื่อเชื้อเพลิงที่แกนกลางของดาวยักษ์ใหญ่แดงหมด พวกมันจะยังคงฟิวชั่นธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม
แกนกลางจะหดตัวลงต่อไปจนกระทั่งมีอุณหภูมิและความดันเพียงพอที่จะฟิวชั่นคาร์บอน กระบวนการดังกล่าวดำเนินต่อไป ต่อด้วยกระบวนการใช้นีออนเป็นเชื้อเพลิง ตามด้วยออกซิเจนและซิลิคอน เมื่ออายุขัยของดาวฤกษ์ใกล้จะสิ้นสุด ฟิวชั่นจะสามารถเกิดขึ้นไปพร้อม ๆ กับชั้นเปลือกหัวหอมจำนวนมากภายในดาวฤกษ์ เปลือกเหล่านี้จะฟิวชั่นธาตุที่แตกต่างกัน โดยเปลือกชั้นนอกสุดจะฟิวชั่นไฮโดรเจน ชั้นต่อไปฟิวชั่นฮีเลียม เป็นเช่นนี้ไปเรื่อย ๆ
ดาวฤกษ์เข้าสู่ระยะสุดท้ายของอายุขัยเมื่อมันเริ่มผลิตเหล็ก เนื่องจากนิวเคลียสของเหล็กมียึดเหนี่ยวระหว่างกันอย่างแน่นหนากว่านิวเคลียสที่หนักกว่าใด ๆ ถ้าหากเหล็กถูกฟิวชั่นก็จะไม่ก่อให้เกิดการปลดปล่อยพลังงานแต่อย่างใด แต่ในทางกลับกัน กระบวนการดังกล่าวต้องใช้พลังงาน เช่นเดียวกัน นับตั้งแต่เหล็กยึดเหนี่ยวอย่างแน่นหนากว่านิวเคลียสที่เบากว่าทั้งหมด พลังงานจึงไม่สามารถถูกปลดปล่อยออกมาโดยปฏิกิริยาฟิชชั่นได้ ในดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างมีอายุและมวลมาก แกนกลางขนาดใหญ่ของดาวจะประกอบด้วยเหล็กเพิ่มมากขึ้น ธาตุที่หนักกว่าในดาวฤกษ์เหล่านี้จะยังคงถูกส่งขึ้นมายังพื้นผิว ก่อให้เกิดวัตถุวิวัฒนาการซึ่งเป็นที่รู้จักกันว่า ดาวฤกษ์วูล์ฟ-ราเยท์ ซึ่งมีลมดาวฤกษ์หนาแน่นเกิดขึ้นบริเวณบรรยากาศชั้นนอก
การยุบตัว.
เมื่อถึงขั้นนี้ ดาวฤกษ์มวลปานกลางซึ่งวิวัฒนาการแล้วจะสลัดพื้นผิวชั้นนอกออกมาเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ หากสิ่งที่เหลือจากบรรยากาศชั้นนอกที่ลอยกระจายออกไปมีมวลน้อยกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มันจะยุบตัวลงจนกลายเป็นวัตถุขนาดค่อนข้างเล็ก (มีขนาดเท่ากับขนาดของโลก) ซึ่งไม่มีมวลมากพอที่จะมีแรงกดดันเกิดขึ้นไปมากกว่านี้อีก หรือที่รู้จักกันว่า ดาวแคระขาว สสารเสื่อมอิเล็กตรอนภายในดาวแคระขาวจะไม่ใช่พลาสม่าอีกต่อไป ถึงแม้ว่าดาวฤกษ์จะหมายความถึงทรงกลมซึ่งประกอบไปด้วยพลาสม่าก็ตาม ในที่สุด ดาวแคระขาวก็จะจางลงจนกลายเป็นดาวแคระดำ หลังจากเวลาผ่านไป
ในดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่า ปฏิกิริยาฟิวชั่นจะยังคงดำเนินต่อไปจนกระทั่งแกนกลางเหล็กมีขนาดใหญ่ขึ้นอย่างมาก (มีมวลมากกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) จนกระทั่งมันไม่สามารถรองรับมวลอันมหาศาลของตัวมันเองได้ แกนกลางนี้จะยุบตัวลงอย่างเฉียบพลัน เมื่ออิเล็กตรอนเข้าไปอยู่ในโปรตอน ทำให้เกิดนิวตรอนและนิวตริโนในการสลายให้อนุภาคบีตาผกผันหรือการจับยึดอิเล็กตรอน คลื่นกระแทกอันเกิดจากการยุบตัวกะทันหันนี้ได้ทำให้ส่วนที่เหลือของดาวฤกษ์ระเบิดออกเป็นซูเปอร์โนวา ซูเปอร์โนวามีความสว่างมากเสียจนแสงสว่างของมันบดบังแสงจากดาวฤกษ์ทั้งหมดในดาราจักรที่ดาวนั้นอยู่ และเมื่อซูเปอร์โนวาเกิดขึ้นในดาราจักรทางช้างเผือก ในประวัติศาสตร์ ซูเปอร์โนวาได้รับการสังเกตโดยผู้สังเกตการณ์ด้วยตาเปล่าว่าเป็น "ดาวฤกษ์ดวงใหม่" ที่ซึ่งไม่เคยเกิดขึ้นมาก่อน
สสารส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์จะถูกระเบิดออกจากการระเบิดซูเปอร์โนวา (ทำให้เกิดเนบิวลา อย่างเช่น เนบิวลาปู) และส่วนที่เหลืออยู่จะกลายมาเป็นดาวนิวตรอน (ซึ่งในบางครั้งมีคุณสมบัติชัดเจน อย่างเช่น พัลซาร์ หรือ ดาวระเบิดรังสีเอกซ์) หรือในกรณีของดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่ที่สุด (มีขนาดใหญ่มากพอที่การระเบิดออกยังคงเหลือซากที่มีมวลโดยประมาณอย่างน้อย 4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ดาวฤกษ์เหล่านี้จะกลายไปเป็นหลุมดำ สสารที่อยู่ในดาวนิวตรอนจะอยู่ในสถานะที่เรียกกันว่า สสารเสื่อมนิวตรอน กับรูปแบบของสสารเสื่อมอื่นที่ประหลาดกว่านั้น เช่น สสารควาร์ก เกิดขึ้นที่แกนกลาง ส่วนสถานะของสสารภายในหลุมดำนั้นในปัจจุบันยังไม่เป็นที่เข้าใจเลย
พื้นผิวชั้นนอกส่วนที่ถูกระเบิดออกจากดาวที่ตายแล้วรวมไปถึงธาตุหนักซึ่งอาจเป็นสารเริ่มต้นระหว่างการก่อตั้งของดาวฤกษ์ดวงใหม่ได้ ธาตุหนักเหล่านี้ทำให้เกิดดาวเคราะห์หิน การไหลออกจากซูเปอร์โนวาและลมดาวฤกษ์ได้มีส่วนสำคัญในการก่อให้เกิดมวลสารระหว่างดาว
นอกจากดาวนาเม็กที่อยู่อย่างโดดเดี่ยว ระบบดาวหลายดวงมักประกอบด้วยดาวฤกษ์ตั้งแต่ 2 ดวงขึ้นไปที่เกี่ยวพันกันอยู่ด้วยแรงโน้มถ่วงดึงดูดระหว่างกัน ทำให้ต่างโคจรไปรอบกันและกัน ระบบดาวหลายดวงที่พบมากที่สุดคือ ระบบดาวคู่ แต่ก็มีระบบดาว 3 ดวงหรือมากกว่านั้นให้พบเห็นด้วยเช่นกัน ตามหลักการเสถียรภาพของวงโคจร ในระบบดาวหลายดวงมักแบ่งสัดส่วนการโคจรออกเป็นระดับชั้นซึ่งแต่ละชั้นมีลักษณะคล้ายกับระบบดาวคู่ นอกจากนี้ยังมีระบบดาวที่ใหญ่ขึ้นไปอีกเรียกว่า กระจุกดาว ซึ่งประกอบด้วยกลุ่มของดาวฤกษ์ที่อยู่ด้วยกันอย่างหลวม ๆ อาจมีดาวเพียงไม่กี่ดวง ไปจนถึงกระจุกดาวทรงกลมที่มีดาวฤกษ์สมาชิกนับหลายร้อยหลายพันดวง
มีข้อสมมุติฐานมานานแล้วว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะเป็นสมาชิกอยู่ในระบบดาวหลายดวงที่มีแรงโน้มถ่วงดึงดูดระหว่างกัน ข้อสมมุติฐานนี้เป็นจริงอย่างมากกับดาวฤกษ์มวลมากประเภท O และ B ซึ่งเชื่อว่ากว่า 80% ของดาวฤกษ์ในประเภทนี้อยู่ในระบบดาวหลายดวง อย่างไรก็ดีมีการค้นพบระบบดาวเดี่ยวเพิ่มมากขึ้นโดยเฉพาะกับดาวฤกษ์ขนาดเล็ก เชื่อว่ามีเพียงประมาณ 25% ของดาวแคระแดงเท่านั้นที่มีดาวอื่นอยู่ในระบบเดียวกัน จากจำนวนดาวฤกษ์ทั้งหมดเป็นดาวแคระแดงไปถึง 85% ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในทางช้างเผือกก็เป็นดาวฤกษ์เดี่ยวมานับแต่ถือกำเนิด
ตลอดทั่วเอกภพ ดาวฤกษ์ไม่ได้กระจายตัวกันอยู่อย่างสม่ำเสมอ แต่มีการรวมกลุ่มอยู่ด้วยกันในลักษณะของดาราจักร รวมถึงส่วนของแก๊สและฝุ่นระหว่างดวงดาว ดาราจักรโดยทั่วไปมีดาวฤกษ์อยู่เป็นจำนวนหลายแสนล้านดวง และภายในเอกภพที่สังเกตได้ มีดาราจักรอยู่ทั้งสิ้นมากกว่าหนึ่งแสนล้านแห่ง แม้จะเชื่อกันว่า ดาวฤกษ์โดยทั่วไปควรอยู่ในดาราจักรแห่งใดแห่งหนึ่ง ทว่าก็มีการค้นพบดาวฤกษ์ที่อยู่ระหว่างดาราจักรด้วยเช่นกัน นักดาราศาสตร์คาดการณ์ว่า น่าจะมีดาวฤกษ์อยู่ทั้งสิ้นประมาณ 7 หมื่นล้านล้านล้านดวง (7×1022) ภายในเอกภพที่สังเกตได้
ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกที่สุดนอกไปจากดวงอาทิตย์ คือดาวพร็อกซิมาคนครึ่งม้า ซึ่งอยู่ห่างไปประมาณ 39.9 ล้านล้านกิโลเมตร (1012 กิโลเมตร) หรือประมาณ 4.2 ปีแสง แสงจากดาวพร็อกซิมาคนครึ่งม้าใช้เวลาเดินทาง 4.2 ปีจึงจะมาถึงโลก ถ้าเดินทางด้วยความเร็ววงโคจรของกระสวยอวกาศ (ประมาณ 5 ไมล์ต่อวินาที หรือประมาณ 30,000 กิโลเมตรต่อชั่วโมง) จะต้องใช้เวลาประมาณ 150,000 ปีจึงจะไปถึงดาวแห่งนั้น ระยะทางที่เอ่ยถึงนี้เป็นระยะทางภายในจานดาราจักรซึ่งครอบคลุมบริเวณระบบสุริยะ หากเป็นบริเวณใจกลางของดาราจักรหรือในกระจุกดาวทรงกลม ดาวฤกษ์จะอยู่ใกล้ชิดกันมากกว่านี้
เมื่อดาวฤกษ์ในบริเวณห่างไกลจากใจกลางดาราจักรอยู่ห่างกันขนาดนี้ จึงเชื่อว่าโอกาสที่ดาวฤกษ์จะปะทะกันมีค่อนข้างน้อย ขณะที่ในย่านซึ่งมีดาวฤกษ์อยู่อย่างหนาแน่นเช่นในกระจุกดาวทรงกลมหรือใจกลางดาราจักร การที่ดาวฤกษ์ปะทะกันถึงเป็นเรื่องสามัญที่เกิดขึ้นทั่วไป การปะทะของดาวฤกษ์นี้จะทำให้เกิดดาวฤกษ์ประหลาดชนิดใหม่ที่เรียกว่า ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน ซึ่งมีค่าอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่าดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักโดยทั่วไปในกระจุกดาวเดียวกันทั้งที่มีความส่องสว่างเท่ากัน
การอธิบายถึงคุณสมบัติต่าง ๆ ของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ล้วนอ้างอิงถึงมวลเริ่มต้นของดาว แม้กระทั่งคุณลักษณะอันละเอียดอ่อนเช่น การส่องสว่าง และขนาด ตลอดจนถึงวิวัฒนาการของดาว ช่วงอายุ และสภาพหลังจากการแตกดับ
ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีอายุอยู่ระหว่าง 1 พันล้านถึง 1 หมื่นล้านปี มีบ้างบางดวงที่อาจมีอายุถึง 13,700 ล้านปีซึ่งเป็นอายุโดยประมาณของเอกภพ ดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดเท่าที่ค้นพบขณะนี้คือ HE 1523-0901 ซึ่งมีอายุโดยประมาณ 13,200 ล้านปี
ยิ่งดาวฤกษ์มีมวลมากเท่าใด ก็จะยิ่งมีอายุสั้นเท่านั้น ทั้งนี้เนื่องจากดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะมีแรงดันภายในแกนกลางที่สูงกว่า ทำให้การเผาผลาญไฮโดรเจนเป็นไปในอัตราที่สูงกว่า ดาวฤกษ์มวลมากที่สุดมีอายุเฉลี่ยเท่าที่พบราว 1 ล้านปี ส่วนดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยที่สุด (ดาวแคระแดง) เผาผลาญพลังงานภายในตัวเองในอัตราที่ต่ำมาก และมีอายุอยู่ยาวนานตั้งแต่หลักพันล้านจนถึงหมื่นล้านปี
เมื่อแรกที่ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น มันประกอบด้วยไฮโดรเจน 71% และฮีเลียม 27% โดยมวล กับสัดส่วนของธาตุหนักอีกเล็กน้อย โดยทั่วไปเราวัดปริมาณของธาตุหนักในรูปขององค์ประกอบเหล็กในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ เนื่องจากเหล็กเป็นธาตุพื้นฐาน และการตรวจวัดเส้นการดูดซับของมันก็ทำได้ง่าย ในเมฆโมเลกุลอันเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์จะอุดมไปด้วยธาตุหนักมากมายที่ได้มาจากซูเปอร์โนวาหรือการระเบิดของดาวฤกษ์รุ่นแรก ดังนั้นการตรวจวัดองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์จึงสามารถใช้ประเมินอายุของมันได้ เราอาจใช้องค์ประกอบธาตุหนักในการวินิจฉัยได้ด้วยว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นน่าจะมีระบบดาวเคราะห์ของตนเองหรือไม่
ดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบธาตุเหล็กต่ำที่สุดเท่าที่เคยตรวจพบ คือดาวแคระ HE1327-2326 โดยมีองค์ประกอบเหล็กเพียง 1 ใน 200,000 ส่วนของดวงอาทิตย์ ในด้านตรงข้าม ดาวฤกษ์ที่มีโลหะธาตุสูงมากคือ μ Leonis ซึ่งมีธาตุเหล็กสูงกว่าดวงอาทิตย์เกือบสองเท่า อีกดวงหนึ่งคือ 14 Herculis ซึ่งมีดาวเคราะห์เป็นของตนเองด้วย มีธาตุเหล็กสูงกว่าดวงอาทิตย์เกือบสามเท่า นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบทางเคมีอันแปลกประหลาดอีกหลายดวงซึ่งสังเกตได้จากเส้นสเปกตรัมของมัน โดยที่มีทั้งโครเมียมกับธาตุหายากบนโลก
เส้นผ่านศูนย์กลาง.
ดาวฤกษ์ต่าง ๆ อยู่ห่างจากโลกมาก ดังนั้นนอกจากดวงอาทิตย์แล้ว เราจึงมองเห็นดาวฤกษ์ต่าง ๆ เป็นเพียงจุดแสงเล็ก ๆ ในเวลากลางคืน ส่องแสงกะพริบวิบวับเนื่องมาจากผลจากชั้นบรรยากาศของโลก ดวงอาทิตย์ก็เป็นดาวฤกษ์ดวงหนึ่ง แต่อยู่ใกล้กับโลกมากพอจะปรากฏเห็นเป็นรูปวงกลม และให้แสงสว่างในเวลากลางวัน นอกเหนือจากดวงอาทิตย์แล้ว ดาวฤกษ์ที่มีขนาดปรากฏใหญ่ที่สุดคือ R Doradus ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมเพียง 0.057 พิลิปดา
ภาพของดาวฤกษ์ส่วนมากที่มองเห็นและวัดได้ในขนาดเชิงมุมจะเล็กมากจนต้องอาศัยการสังเกตการณ์บนโลกด้วยกล้องโทรทรรศน์ บางครั้งต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ในเทคนิค interferometer เพื่อช่วยขยายภาพ เทคนิคอีกประการหนึ่งในการตรวจวัดขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์คือ occultation โดยการตรวจวัดความส่องสว่างของดาวที่ลดลงเนื่องมาจากความสว่างของดวงจันทร์ (หรือจากความส่องสว่างที่เพิ่มขึ้นเมื่อมันปรากฏขึ้นใหม่) แล้วจึงนำมาคำนวณขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์นั้น
ขนาดของดาวฤกษ์เรียงตามลำดับตั้งแต่เล็กสุดคือ ดาวนิวตรอน มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางระหว่าง 20 ถึง 40 กิโลเมตร ไปจนถึงดาวยักษ์ใหญ่เช่น ดาวบีเทลจุสในกลุ่มดาวนายพราน ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่าดวงอาทิตย์ราว 650 เท่า คือกว่า 900 ล้านกิโลเมตร แต่ดาวบีเทลจุสยังมีความหนาแน่นต่ำกว่าดวงอาทิตย์ของเรา
การเคลื่อนที่.
ลักษณะการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์เมื่อเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ของเรา สามารถให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์อย่างยิ่งในการเรียนรู้ถึงจุดกำเนิดและอายุของดาว รวมไปถึงโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาราจักรโดยรอบ องค์ประกอบการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ประกอบด้วย ความเร็วแนวเล็ง ที่วิ่งเข้าหาหรือวิ่งออกจากดวงอาทิตย์ และการเคลื่อนที่เชิงมุมที่เรียกว่า การเคลื่อนที่เฉพาะ
การตรวจวัดความเร็วแนวเล็งทำได้โดยอาศัยการเคลื่อนดอปเปลอร์ของเส้นสเปกตรัมของดาว หน่วยที่วัดเป็นกิโลเมตรต่อวินาที การตรวจวัดการเคลื่อนที่เฉพาะของดาวฤกษ์ทำได้จากเครื่องมือตรวจวัดทางดาราศาสตร์ที่มีความแม่นยำสูง หน่วยที่วัดเป็นมิลลิพิลิปดาต่อปี เมื่ออาศัยการตรวจสอบพารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์ เราจึงสามารถแปลงการเคลื่อนที่เฉพาะให้ไปเป็นหน่วยของความเร็วได้ ดาวฤกษ์ที่มีค่าการเคลื่อนที่เฉพาะสูงมีแนวโน้มที่จะอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าดาวดวงอื่น จึงเป็นตัวแทนที่ดีสำหรับใช้ตรวจวัดพารัลแลกซ์ของดาวได้
เมื่อเราทราบอัตราการเคลื่อนที่ทั้งสองตัวนี้แล้ว ก็จะสามารถคำนวณความเร็วในการเคลื่อนที่อวกาศของดาวฤกษ์ดวงนั้นเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์หรือดาราจักรได้ ในบรรดาดาวฤกษ์ใกล้เคียงที่ตรวจวัด พบว่าดาวฤกษ์ชนิดดารากร 1 มีความเร็วต่ำกว่าดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าเช่น ดาวฤกษ์ชนิดดารากร 2 ดาวฤกษ์ในกลุ่มหลังมีระนาบโคจรที่ค่อนข้างใกล้เคียงกับระนาบดาราจักร เมื่อเปรียบเทียบจลนศาสตร์ของดาวฤกษ์ที่อยู่ในบริเวณใกล้เคียงกัน ทำให้เราสามารถจัดกลุ่มของดาวฤกษ์ได้ ซึ่งมีแนวโน้มที่ดาวฤกษ์ในกลุ่มเดียวกันจะกำเนิดมาจากเมฆโมเลกุลชุดเดียวกัน
สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์เกิดขึ้นจากบริเวณภายในของดาวที่ซึ่งเกิดการไหลเวียนของการพาความร้อน การเคลื่อนที่นี้ทำให้ประจุในพลาสมาทำตัวเสมือนเป็นเครื่องกำเนิดไฟฟ้าแบบไดนาโม ซึ่งทำให้เกิดสนามแม่เหล็กแผ่ขยายออกมาภายนอกดวงดาว กำลังของสนามแม่เหล็กนี้แปรตามขนาดของมวลและองค์ประกอบของดาว ส่วนขนาดของกิจกรรมพื้นผิวสนามแม่เหล็กก็ขึ้นกับอัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์นั้น กิจกรรมที่พื้นผิวสนามแม่เหล็กนี้ทำให้เกิดจุดบนดาวฤกษ์ อันเป็นบริเวณที่มีสนามแม่เหล็กเข้มกว่าปกติและมีอุณหภูมิเฉลี่ยต่ำกว่าปกติ วงโคโรนาคือแนวสนามแม่เหล็กโค้งที่แผ่เข้าไปในโคโรนา ส่วนเปลวดาวฤกษ์คือการระเบิดของอนุภาคพลังงานสูงที่แผ่ออกมาเนื่องจากกิจกรรมพื้นผิวสนามแม่เหล็ก
ดาวฤกษ์ที่อายุน้อยและหมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วสูงมีแนวโน้มจะมีกิจกรรมพื้นผิวในระดับที่สูงเนื่องมาจากกำลังสนามแม่เหล็กของมัน สนามแม่เหล็กของดาวยังส่งอิทธิพลต่อลมดาวฤกษ์ด้วย โดยทำหน้าที่เหมือนตัวหน่วง ทำให้อัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวฤกษ์ช้าลงเมื่อดาวมีอายุมากขึ้น ดังนั้น ดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าเช่นดวงอาทิตย์ของเราจึงมีอัตราการหมุนรอบตัวเองที่ต่ำกว่า และมีกิจกรรมพื้นผิวที่น้อยกว่าดาวฤกษ์อายุเยาว์ ระดับของกิจกรรมพื้นผิวของดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองช้าค่อนข้างเปลี่ยนแปลงเป็นวงรอบและอาจหยุดกิจกรรมบางอย่างไปชั่วระยะเวลาหนึ่ง ช่วงเวลานี้เรียกว่า ช่วงต่ำสุดมอนเดอร์ ซึ่งดวงอาทิตย์ก็เคยผ่านระยะเวลานี้เป็นเวลา 70 ปี ที่ไม่มีกิจกรรมใด ๆ เกี่ยวกับจุดบนดวงอาทิตย์เกิดขึ้นเลย
หนึ่งในบรรดาดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดที่รู้จักกัน คือ Eta Carinae ซึ่งมีมวลมากกว่ามวลดวงอาทิตย์ราว 100-150 เท่า ช่วงอายุของมันสั้นมาก เพียงประมาณไม่กี่ล้านปีเท่านั้น ผลจากการศึกษากระจุกดาวอาร์เชสเมื่อเร็ว ๆ นี้แสดงให้เห็นว่า มวลขนาด 150 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จัดเป็นขีดจำกัดสูงสุดของดาวฤกษ์ในเอกภพในยุคปัจจุบัน สาเหตุของขีดจำกัดนี้ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่น่าจะมีความเกี่ยวข้องส่วนหนึ่งกับความส่องสว่างเอ็ดดิงตัน ซึ่งอธิบายถึงค่าความส่องสว่างสูงสุดที่สามารถแผ่ผ่านบรรยากาศของดาวฤกษ์ได้โดยไม่ยิงพวยแก๊สออกไปในอวกาศ
ดาวฤกษ์กลุ่มแรก ๆ ที่ก่อตัวขึ้นหลังจากเกิดบิกแบงอาจจะมีมวลมากกว่านั้น เช่น 300 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หรือสูงกว่า ทั้งนี้เนื่องจากมันไม่มีองค์ประกอบของธาตุที่หนักกว่าลิเธียมเลย อย่างไรก็ดี ดาวฤกษ์มวลมากยิ่งยวดเหล่านี้ (หรือดาวฤกษ์ชนิด population III) ได้สูญสลายไปจนหมดแล้ว มีแต่เพียงทฤษฎีที่กล่าวถึงเท่านั้น