กระจุกดาวทรงกลม

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี

บทความนี้อ้างอิงคริสต์ศักราช/คริสต์ทศวรรษ/คริสต์ศตวรรษ ซึ่งเป็นสาระสำคัญของเนื้อหา
เมสสิเยร์ 80 กระจุกดาวทรงกลมในกลุ่มดาวแมงป่อง อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ของเรา 28,000 ปีแสง ประกอบด้วยดาวฤกษ์นับแสนดวง

กระจุกดาวทรงกลม (อังกฤษ: globular cluster) เป็นแหล่งรวมของดวงดาวที่มีรูปร่างเป็นทรงกลม โคจรไปรอบ ๆ แกนกลางดาราจักร ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมมีแรงโน้มถ่วงดึงดูดต่อกันค่อนข้างมาก ทำให้พวกมันรวมตัวเป็นกลุ่มทรงกลม มีความหนาแน่นของดาวค่อนข้างสูงโดยเฉพาะในจุดศูนย์กลาง บางครั้งเรียกชื่อโดยย่อเพียงว่า "globular"

กระจุกดาวทรงกลมมักพบอยู่ในกลดดาราจักร มีดวงดาวรวมตัวกันอยู่มากและมักมีอายุเก่าแก่กว่าส่วนที่เหลือของดาราจักร หรือกระจุกดาวเปิดซึ่งมักพบในจานดาราจักร ในดาราจักรทางช้างเผือกมีกระจุกดาวทรงกลมอยู่ราว 158 แห่ง[1] และคาดว่ายังมีกระจุกดาวที่ยังค้นไม่พบอีกราว 10–20 แห่ง[2] ดาราจักรขนาดใหญ่อาจมีกระจุกดาวมากกว่านี้ เช่น ดาราจักรแอนโดรเมดาอาจมีกระจุกดาวอยู่ราว 500 แห่ง[3] ดาราจักรชนิดรีขนาดยักษ์บางแห่ง เช่น ดาราจักร M87 อาจมีกระจุกดาวทรงกลมอยู่มากถึงกว่า 10,000 แห่ง[4] กระจุกดาวทรงกลมเหล่านี้โคจรอยู่ในดาราจักรด้วยรัศมีขนาดใหญ่ราว 40 กิโลพาร์เซ็ก (ประมาณ 131,000 ปีแสง) หรือมากกว่านั้น[5]

ดาราจักรทุกแห่งในกลุ่มท้องถิ่นที่มีมวลมากพอจะมีกลุ่มกระจุกดาวทรงกลมที่เกี่ยวเนื่องกัน และเท่าที่มีการสำรวจแล้ว ดาราจักรขนาดใหญ่แต่ละแห่งจะมีระบบของกระจุกดาวทรงกลมอยู่ด้วยเสมอ[6] ดาราจักรแคระคนยิงธนูกับดาราจักรแคระสุนัขใหญ่ดูจะอยู่ในขั้นตอนการสูญเสียกระจุกดาวทรงกลมของมัน (เช่นเดียวกับพาโลมาร์ 12) ให้แก่ดาราจักรทางช้างเผือก[7] เหตุการณ์นี้แสดงให้เห็นว่ามีกระจุกดาวทรงกลมในดาราจักรแห่งนี้มากมายที่ถูกดึงออกไปจากดาราจักรในอดีต

แม้จะดูเหมือนว่า กระจุกดาวทรงกลมเป็นแหล่งที่มีดาวฤกษ์อันถือกำเนิดในยุคแรกเริ่มของดาราจักร แต่จุดกำเนิดและบทบาทของมันในวิวัฒนาการของดาราจักรยังไม่เป็นที่ประจักษ์แน่ชัด เราทราบดีว่ากระจุกดาวทรงกลมมีความแตกต่างอย่างชัดเจนจากดาราจักรแคระชนิดรี และมีการก่อตัวเป็นโครงสร้างดาวฤกษ์ส่วนหนึ่งอยู่ในดาราจักรแม่ของมันเองแทนที่จะแยกตัวเป็นดาราจักรไปต่างหาก[8] อย่างไรก็ดี จากการประเมินของนักดาราศาสตร์เมื่อไม่นานมานี้พบว่ายังไม่สามารถแยกแยะกระจุกดาวทรงกลมกับดาราจักรแคระทรงไข่ออกจากกันเป็นคนละประเภทได้โดยเด็ดขาด[9]

ประวัติการสังเกตการณ์[แก้]

การค้นพบกระจุกดาวทรงกลมในยุคแรก
ชื่อกระจุกดาว ค้นพบโดย ปีที่พบ
M22 อับราฮัม ไอห์ล ค.ศ. 1665
ω Cen เอ็ดมันด์ ฮัลเลย์ ค.ศ. 1677
M5 ก็อตต์ฟรีด เคิร์ช ค.ศ. 1702
M13 เอ็ดมันด์ ฮัลเลย์ ค.ศ. 1714
M71 Philippe Loys de Chéseaux ค.ศ. 1745
M4 Philippe Loys de Chéseaux ค.ศ. 1746
M15 ฌอง-โดมินิค มารัลดี ค.ศ. 1746
M2 ฌอง-โดมินิค มารัลดี ค.ศ. 1746
กระจุกดาว M75 เป็นกระจุกดาวประเภท I ที่มีความหนาแน่นสูงมาก

กระจุกดาวทรงกลมแห่งแรกที่ค้นพบได้แก่ กระจุกดาว M22 ค้นพบโดย อับราฮัม ไอห์ล นักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวเยอรมัน เมื่อปี ค.ศ. 1665[10] แต่ด้วยความสามารถในการรับแสงของกล้องโทรทรรศน์ยุคแรก ๆ ยังไม่ดีนัก จึงไม่สามารถแยกแยะดาวฤกษ์แต่ละดวงในกระจุกดาวทรงกลมได้จนกระทั่ง ชาลส์ เมสสิเยร์ เฝ้าสังเกตกระจุกดาว M4 กระจุกดาวทรงกลม 8 แห่งแรกที่มีการค้นพบแสดงอยู่ในตารางทางด้านขวา ในเวลาต่อมา สมภารลาซายล์ ได้เพิ่มรายชื่อกระจุกดาว NGC 104, NGC 4833, M55, M69, และ NGC 6397 เข้าไปในรายชื่อวัตถุท้องฟ้าของเขาในฉบับปี 1751-52 ตัวอักษร M ที่นำหน้าตัวเลขหมายถึงเป็นรายชื่อดาวของชาลส์ เมสสิเยร์ ส่วน NGC ย่อมาจาก New General Catalogue ของ จอห์น เดรเยอร์

วิลเลียม เฮอร์เชล ได้เริ่มโครงการสำรวจท้องฟ้าโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่เมื่อปี ค.ศ. 1782 เขาสามารถจำแนกดาวฤกษ์แต่ละดวงในกระจุกดาวทรงกลมซึ่งเป็นที่รู้จักแล้ว 33 แห่ง นอกจากนั้นเขายังค้นพบกระจุกดาวเพิ่มอีก 37 แห่ง ในรายชื่อวัตถุท้องฟ้าในห้วงอวกาศลึกของเฮอร์เชลฉบับปี ค.ศ. 1789 ซึ่งเป็นฉบับที่สอง เขาได้ใช้คำว่า กระจุกดาวทรงกลม (globular cluster) เป็นครั้งแรกเพื่อเรียกชื่อกลุ่มดาวฤกษ์เหล่านั้นตามลักษณะปรากฏของมัน

มีการค้นพบกระจุกดาวทรงกลมเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ เป็น 83 แห่งในปี ค.ศ. 1915, 93 แห่งในปี ค.ศ. 1930 และถึง 97 แห่งในปี ค.ศ. 1947 ปัจจุบันพบกระจุกดาวทรงกลมในทางช้างเผือกแล้วจำนวน 151 แห่ง จากจำนวนที่ประมาณการไว้ว่าน่าจะมีอยู่ราว 180 ± 20 แห่ง[11] เชื่อว่ากระจุกดาวที่ยังค้นไม่พบนี้อาจจะซ่อนอยู่หลังม่านแก๊สและฝุ่นในดาราจักร

ฮาร์โลว์ แชปลีย์ ได้เริ่มขบวนการศึกษากระจุกดาวทรงกลมตั้งแต่ ปี ค.ศ. 1914 โดยได้ตีพิมพ์บทความทางวิทยาศาสตร์จำนวนมากกว่า 40 ฉบับ เขาศึกษาดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิดที่มีอยู่ในกระจุกดาวเหล่านั้นและใช้ความสัมพันธ์ของคาบการเปลี่ยนแปลงแสงดาวในการประเมินระยะห่างของดาว

สำหรับในดาราจักรทางช้างเผือกของเรา มักพบกระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่ที่บริเวณใจกลางของดาราจักร โดยที่ส่วนมากจะอยู่ด้านข้างของวงกลมท้องฟ้าของแกนกลาง ฮาร์โลว์ แชปลีย์ ได้ใช้การกระจายตัวที่ไม่สม่ำเสมออย่างมากนี้เพื่อช่วยในการประมาณขนาดโดยรวมของดาราจักรในปี ค.ศ. 1918 โดยใช้สมมุติฐานว่ากระจุกดาวทรงกลมกระจายตัวเป็นรูปทรงกลมอย่างหยาบ ๆ อยู่รอบแกนกลางดาราจักร เขาใช้ตำแหน่งของกระจุกดาวเพื่อประเมินตำแหน่งของดวงอาทิตย์เทียบกับแกนดาราจักร[12] ถึงแม้ว่าการประเมินระยะห่างของเขามีความผิดพลาดไปอย่างมาก แต่ก็ได้สะท้อนให้ทราบถึงขนาดของดาราจักรที่ใหญ่กว่าที่เคยคิดกันมามาก ข้อผิดพลาดของเขามีสาเหตุจากฝุ่นในดาราจักรที่ลดทอนปริมาณแสงซึ่งกระจุกดาวทรงกลมส่งมายังโลก และทำให้มันดูเหมือนอยู่ไกลกว่าที่เป็นจริง อย่างไรก็ดีการประเมินของแชปลีย์ครั้งนี้ได้ระดับความสว่างระดับเดียวกันกับค่าที่ยอมรับกันอยู่ในปัจจุบัน

การตรวจวัดของแชปลีย์ยังบ่งชี้ว่า ดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากใจกลางดาราจักรมาก ตรงข้ามกับความเชื่อก่อนหน้านั้นทั้งเรื่องตำแหน่งปรากฏและการกระจายตัวของดาวฤกษ์ปกติ ในความเป็นจริงแล้ว ดาวฤกษ์ปกติทั่วไปตั้งอยู่ภายในแผ่นจานดาราจักรและส่วนใหญ่ถูกบังด้วยแก๊สและฝุ่น ขณะที่กระจุกดาวทรงกลมตั้งอยู่ภายนอกแผ่นจานและสามารถมองเห็นได้จากระยะทางไกล ๆ

ในเวลาต่อมา เฮนเรียตตา สโวพ และ เฮเลน แบทเทิลส์ ซอว์เยอร์ (ต่อมาเปลี่ยนเป็น ฮอกก์) ได้เข้ามาช่วยงานศึกษาวิจัยของแชปลีย์ ระหว่างปี ค.ศ. 1927-29 ฮาร์โลว์ แชปลีย์กับเฮเลน ซอว์เยอร์ ได้ช่วยกันจัดประเภทกระจุกดาวตามองศาความหนาแน่นของกระจุกดาวนั้นเทียบกับแกนกลาง กระจุกดาวที่หนาแน่นที่สุดเรียกว่าเป็นกระจุกดาวประเภท I ไปจนถึงกระจุกดาวที่กระจายตัวกันมากที่สุดเป็นประเภท XII ในเวลาต่อมาระบบการจัดประเภทกระจุกดาวแบบนี้ได้ชื่อเรียกว่า ระบบความหนาแน่นของแชปลีย์-ซอว์เยอร์ (Shapley–Sawyer Concentration Class) บางครั้งก็ใช้เลขอารบิก 1-12 แทนที่ประเภทแบบเลขโรมันดั้งเดิม[13]

องค์ประกอบ[แก้]

กระจุกดาวทรงกลมประกอบด้วยดาวฤกษ์อายุมากหลายแสนดวงซึ่งมีค่าความเป็นโลหะต่ำ ชนิดของดาวฤกษ์ที่พบในกระจุกดาวทรงกลมจะคล้ายคลึงกับที่พบในดุมของดาราจักรชนิดก้นหอย แต่อัดตัวกันอยู่ในปริมาตรเพียงไม่กี่ลูกบาศก์พาร์เซกเท่านั้น ไม่มีแก๊สและฝุ่นในกระจุกดาว คาดกันว่าแก๊สและฝุ่นทั้งหมดได้กลายสภาพไปเป็นดาวจนหมดเป็นเวลานานมาแล้ว

กระจุกดาวทรงกลมมีความหนาแน่นของดาวฤกษ์สูงมาก (เฉลี่ยประมาณ 0.4 ดวงต่อลูกบาศก์พาร์เซก ขึ้นไปจนถึง 100 หรือ 1000 ดวงต่อลูกบาศก์พาร์เซกในบริเวณในกลางกระจุกดาว) [14] มันไม่ใช่สถานที่อันเหมาะสมที่จะเกิดระบบดาวเคราะห์ได้เลย วงโคจรของระบบดาวเคราะห์จะมีภาวะไม่เสถียรอย่างมากภายในแกนกลางอันหนาแน่นของกระจุกดาว เนื่องมาจากการรบกวนจากดาวฤกษ์อื่นที่ผ่านไปมา ดาวเคราะห์ที่มีระยะวงโคจร 1 หน่วยดาราศาสตร์จากดาวฤกษ์ภายในแกนกลาง เช่น 47 นกทูแคน จะมีชีวิตรอดอยู่ราว 108 ปี[15] อย่างไรก็ดี มีการค้นพบระบบดาวเคราะห์อย่างน้อย 1 แห่ง โคจรอยู่รอบดาวพัลซาร์ (PSR B1620−26) ซึ่งอยู่ในกระจุกดาวทรงกลม M4[16]

กระจุกดาวทรงกลมแต่ละแห่งมีอายุที่ค่อนข้างแน่นอน เพียงมีที่ยกเว้นเด่น ๆ บ้างไม่กี่แห่ง ทั้งนี้เพราะดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในกระจุกดาวจะมีอายุในระดับวิวัฒนาการประมาณเดียวกัน จากสมมุติฐานที่ว่ามันถือกำเนิดขึ้นมาพร้อมกัน ยังไม่พบกระจุกดาวทรงกลมแห่งใดที่มีปรากฏการณ์กำเนิดดาวฤกษ์อยู่เลย ซึ่งก็สอดคล้องกับข้อสังเกตที่ว่ากระจุกดาวทรงกลมถือเป็นหนึ่งในวัตถุท้องฟ้าที่มีอายุมากที่สุดในดาราจักร เป็นกลุ่มของดาวฤกษ์กลุ่มแรก ๆ ที่ถือกำเนิดขึ้น ย่านกำเนิดดาวฤกษ์ที่ใหญ่มากแห่งหนึ่งรู้จักในชื่อ มหากระจุกดาว (Super star cluster: SSC) ดังเช่นกระจุกดาว Westerlund 1 ในทางช้างเผือก ถือเป็นกระจุกดาวทรงกลมชุดแรก ๆ[17]

กระจุกดาวทรงกลมบางแห่ง เช่น โอเมกาคนครึ่งม้า ในทางช้างเผือก หรือ G1 ในดาราจักร M31 มีมวลมากอย่างยิ่งยวด (หลายล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์) และมีสมาชิกดาวฤกษ์อยู่เป็นจำนวนมาก กระจุกดาวทั้งสองแห่งถือเป็นหลักฐานสำคัญของกระจุกดาวทรงกลมมวลยิ่งยวดซึ่งอยู่ที่ใจกลางดาราจักรแคระที่ถูกดาราจักรที่ใหญ่กว่ากลืนรวมเข้าไป มีกระจุกดาวทรงกลมหลายแห่ง (เช่น M15) มีมวลสูงมากในใจกลาง ซึ่งเป็นไปได้ว่าอาจมีหลุมดำอยู่[18] แม้จะมีแบบจำลองที่ระบุว่า แกนกลางมวลมากนั้นอาจเป็นหลุมดำขนาดเล็ก หรือดาวนิวตรอนขนาดกลาง หรือดาวแคระขาวมวลมากก็ได้

ส่วนประกอบความเป็นโลหะ[แก้]

โดยทั่วไปแล้ว กระจุกดาวทรงกลมจะประกอบด้วยดาวฤกษ์ชนิดดารากร 2 ซึ่งมีคุณสมบัติความเป็นโลหะต่ำกว่าเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ชนิดดารากร 1 อย่างเช่นดวงอาทิตย์ (สำหรับนักดาราศาสตร์แล้ว โลหะ หมายรวมถึงธาตุหนักทุกชนิดที่หนักกว่าฮีเลียม เช่น ลิเธียมและคาร์บอน)

นักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ ชื่อ เพียเตอร์ ออสเตอร์ฮอฟฟ์ สังเกตพบว่าน่าจะมีสมาชิกกระจุกดาวทรงกลมอยู่ 2 ประเภท ต่อมาเรียกชื่อการจัดกลุ่มเช่นนี้ว่า กลุ่มของออสเตอร์ฮอฟฟ์ (Oosterhoff groups) โดยกลุ่มที่สองจะมีดาวแปรแสงคาบยาวชนิดอาร์อาร์ไลเรเป็นสมาชิกอยู่ค่อนข้างน้อย[19] กระจุกดาวทั้งสองกลุ่มมีเส้นองค์ประกอบความเป็นโลหะค่อนข้างต่ำ แต่ดาวฤกษ์ในกลุ่มออสเตอร์ฮอฟฟ์ II (OoII) จะมีความเป็นโลหะต่ำกว่าแบบออสเตอร์ฮอฟฟ์ I (OoI)[19] ดังนั้นกระจุกดาวกลุ่มออสเตอร์ฮอฟฟ์ I จึงมักเรียกว่าเป็นแบบ "มีโลหะมาก" (metal-rich) ส่วนกลุ่มออสเตอร์ฮอฟฟ์ II จะถูกเรียกว่าแบบ "มีโลหะน้อย" (metal-poor)

มีการเฝ้าสังเกตสมาชิกกระจุกดาวทั้ง 2 กลุ่มนี้ในดาราจักรหลายแห่ง (โดยเฉพาะอย่างยิ่งในดาราจักรชนิดรีมวลมาก) ทั้ง 2 กลุ่มมีอายุพอ ๆ กัน (ซึ่งเก่าแก่พอ ๆ กันกับอายุของเอกภพ) มีความแตกต่างกันเพียงปริมาณส่วนประกอบทางโลหะเท่านั้น มีการตั้งแบบจำลองหลายแบบเพื่อพยายามอธิบายถึงลักษณะประชากรย่อยเหล่านี้ ซึ่งรวมไปถึงการเกิดรวมตัวกันของดาราจักรที่มีแก๊สมาก การรวมตัวกันของดาราจักรแคระ และรูปแบบการก่อตัวของดาวฤกษ์หลายแบบในดาราจักรเดี่ยว ในทางช้างเผือกของเรา กระจุกดาวแบบที่มีโลหะน้อยมีความเกี่ยวข้องกับดาราจักรฮาโล ส่วนกระจุกดาวแบบมีโลหะมากจะเกี่ยวข้องกับดุมดาราจักร[20]

สำหรับในทางช้างเผือก มีการค้นพบกระจุกดาวที่มีความเป็นโลหะต่ำอยู่เป็นจำนวนมากในบริเวณระนาบทางด้านนอกของกลดดาราจักร ข้อมูลนี้ช่วยสนับสนุนแนวคิดที่ว่า กระจุกดาวประเภท II ในดาราจักรเกิดจากการดึงดูดดาวฤกษ์มาจากดาราจักรข้างเคียง มิได้เป็นสมาชิกดั้งเดิมของระบบกระจุกดาวในทางช้างเผือกดังที่เคยเข้าใจกันมาแต่ก่อน นอกจากนี้ยังสามารถอธิบายความแตกต่างระหว่างกระจุกดาวทั้งสองประเภทได้ด้วยระยะเวลาที่ต่างกันซึ่งเป็นช่วงเวลาที่ดาราจักรแต่ละแห่งได้ให้กำเนิดระบบกระจุกดาวของมันขึ้นมา[21]

องค์ประกอบแปลกประหลาด[แก้]

กระจุกดาว M15 ซึ่งเชื่อว่ามีหลุมดำขนาดมวล 4,000 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ อยู่ในใจกลาง ภาพจากองค์การนาซา

กระจุกดาวทรงกลมมีความหนาแน่นของดาวฤกษ์สูงมาก ดังนั้นจึงมีปฏิกิริยาระหว่างกันค่อนข้างสูงและบ่อยครั้งที่ดาวฤกษ์เกือบจะเกิดการปะทะกัน ผลจากการประจันหน้าอย่างใกล้ชิดนี้ จึงมีประเภทของดาวฤกษ์ประหลาดบางชนิดเกิดขึ้นเป็นปกติธรรมดาในกระจุกดาวทรงกลม เช่น ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน, millisecond pulsars และระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลต่ำ ดาวแปลกพวกสีน้ำเงินเกิดขึ้นจากการรวมกันของดาวฤกษ์สองดวง ซึ่งอาจเป็นผลจากการประจันหน้ากับระบบดาวคู่[22] ดาวฤกษ์ที่ได้มานี้มีอุณหภูมิสูงกว่าดาวฤกษ์อื่นในกระจุกดาวที่มีขนาดความส่องสว่างเดียวกัน และมีความแตกต่างไปจากดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่เกิดขึ้นในตอนเริ่มก่อตัวของกระจุกดาว[23]

นักดาราศาสตร์พากันค้นหาหลุมดำภายในกระจุกดาวทรงกลมมาตั้งแต่คริสต์ทศวรรษ 1970 ซึ่งจำเป็นต้องได้ภาพที่มีความละเอียดค่อนข้างสูงมาก จึงมีเพียงผลที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเท่านั้นที่ช่วยยืนยันการค้นพบได้เป็นครั้งแรก ผลจากการสังเกตการณ์ด้วยกล้องฮับเบิลชี้ว่า อาจจะมีหลุมดำมวลปานกลางขนาดราว 4,000 เท่าของมวลดวงอาทิตย์อยู่ในกระจุกดาวทรงกลม M15 และหลุมดำขนาดราว 20,000 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ในกระจุกดาว Mayall II ในดาราจักรแอนดรอเมดา[24] ทั้งรังสีเอ็กซ์และคลื่นวิทยุที่ตรวจจับได้จากกระจุกดาว Mayall II ก็ล้วนสอดคล้องกันว่า น่าจะมีหลุมดำมวลปานกลางอยู่จริง[25]

นี่เป็นเรื่องน่าสนใจอย่างยิ่ง เพราะเป็นหลุมดำแห่งแรกที่พบว่ามีขนาดมวลปานกลาง อยู่ระหว่างหลุมดำจากดาวฤกษ์โดยทั่วไปกับหลุมดำมวลยวดยิ่งที่ค้นพบในใจกลางดาราจักร มวลของหลุมดำมวลปานกลางเหล่านี้เป็นสัดส่วนกันกับมวลของกระจุกดาว ตามรูปแบบที่เคยค้นพบมาก่อนหน้านี้ระหว่างมวลของหลุมดำมวลยวดยิ่งกับดาราจักรที่อยู่รอบ ๆ มัน

แต่การอ้างว่ามีหลุมดำมวลปานกลางอยู่นั้นยังมีอุปสรรคบางอย่าง เพราะวัตถุที่หนาแน่นที่สุดในกระจุกดาวน่าจะเคลื่อนเข้าไปสู่ใจกลางของกระจุกดาวตามหลักการพอกพูนมวล ซึ่งได้แก่ดาวแคระขาวและดาวนิวตรอนอันเป็นพลเมืองอายุมากในกระจุกดาวทรงกลม รายงานการวิจัย 2 ชิ้นของ โฮลเจอร์ บอมการ์ด และคณะ ชี้ว่า อัตราส่วนมวลต่อแสงที่ใจกลางของกระจุกดาวน่าจะต้องเพิ่มสูงขึ้นอย่างฉับพลัน ทั้งในกระจุกดาว M15[26] และกระจุกดาว Mayall II[27] แม้จะไม่มีหลุมดำเลยก็ตาม

ไดอะแกรมดัชนีสีกับความสว่าง[แก้]

ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ คือกราฟแสดงข้อมูลตัวอย่างจำนวนมากของดาวฤกษ์ ระหว่างค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์กับดัชนีสีของดาวเหล่านั้น ดัชนีสี B-V คือค่าความแตกต่างระหว่างอันดับความสว่างของดาวในแสงสีน้ำเงิน (คือ B) กับอันดับความสว่างในแสงที่ตามองเห็น (คือ V หรือแสงสีเขียว-เหลือง) ถ้าค่าเป็นบวกมาก ๆ แสดงว่าเป็นดาวแดงที่มีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างเย็น ส่วนค่าที่เป็นลบหมายถึงดาวน้ำเงินที่มีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างสูง

เมื่อนำดาวฤกษ์ใกล้ดวงอาทิตย์มาพล็อตตำแหน่งลงบนไดอะแกรม จะแสดงให้เห็นการกระจายตัวของดาวฤกษ์ที่มีมวลขนาดต่าง ๆ กัน รวมถึงอายุ และองค์ประกอบที่ต่างกัน ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะอยู่ในบริเวณเส้นลาดชันของกราฟ ยิ่งมีความร้อนสูงขึ้นก็จะมีค่าความส่องสว่างปรากฏเพิ่มมากขึ้น ดาวฤกษ์ที่อยู่บนเส้นลาดชันของกราฟเช่นนี้เรียกว่า ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก อย่างไรก็ดี แผนภาพยังแสดงรวมถึงดาวฤกษ์ที่อยู่ภาวะหลังวิวัฒนาการและเคลื่อนตัวออกไปพ้นจากแถบลำดับหลักด้วยเช่นกัน

ดังทราบแล้วว่า ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมอยู่ห่างจากโลกของเราเป็นระยะทางใกล้เคียงกัน ค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์ของดาวเหล่านี้จึงต่างจากค่าความส่องสว่างปรากฏในปริมาณพอ ๆ กันด้วย ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่อยู่ในกระจุกดาวทรงกลมจะตกอยู่บนเส้นที่เชื่อกันว่าใกล้เคียงกันกับดาวฤกษ์เพื่อนบ้านของระบบสุริยะ (สมมุติฐานนี้ได้รับการยืนยันจากผลเปรียบเทียบที่ได้จากการเปรียบเทียบความสว่างของดาวแปรแสงคาบสั้นที่อยู่ใกล้ ๆ เช่น ดาวแปรแสงอาร์อาร์ไลเรหรือดาวแปรแสงเซเฟอิด กับบรรดาดาวฤกษ์ในกระจุกดาวนั้น) [28]

เมื่อเทียบเส้นกราฟเหล่านี้ลงบนไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ เราจึงสามารถบอกค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์ของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักในกระจุกดาวได้ ผลสืบเนื่องจากการนี้คือเราสามารถประมาณระยะห่างของกระจุกดาวโดยเปรียบเทียบกับค่าความส่องสว่างปรากฏของดาวได้ โดยใช้การคำนวณจากความแตกต่างระหว่างค่าความส่องสว่างสัมพัทธ์กับความส่องสว่างสัมบูรณ์ และระยะทางโมดูลัส[29]

เมื่อเราพล็อตดาวฤกษ์จากกระจุกดาวทรงกลมที่สนใจลงบนไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์แล้ว จะพบว่าดาวฤกษ์เกือบทั้งหมดอยู่ในแนวใกล้เคียงกันเป็นเส้นโค้งที่เหมาะเจาะ ซึ่งจะต่างจากเส้นกราฟของดาวฤกษ์อื่นที่ใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์อันแสดงถึงความแตกต่างของอายุและกำเนิดของดาว รูปร่างเส้นโค้งของกระจุกดาวทรงกลมแสดงให้เห็นถึงคุณลักษณะของกลุ่มดาวเหล่านั้นที่ถือกำเนิดขึ้นในเวลาเดียวกันและจากวัตถุสสารชนิดเดียวกัน จะแตกต่างกันก็เพียงมวลเริ่มต้นของแต่ละดวงเท่านั้น เนื่องจากตำแหน่งของดาวแต่ละดวงบนไดอะแกรมจะเปลี่ยนแปรไปตามอายุของดาว เราจึงสามารถใช้รูปร่างของกราฟกระจุกดาวทรงกลมเพื่อบ่งบอกอายุโดยรวมของกลุ่มดาวเหล่านั้นได้[30]

ดัชนีสี-ความสว่าง ของกระจุกดาวทรงกลม M3 สังเกตว่ามีรูปร่างคล้าย "หัวเข่า" ที่อันดับความสว่าง 19 ซึ่งดาวฤกษ์เริ่มเข้าสู่สภาวะสำคัญในเส้นทางการวิวัฒนาการ

ดาวฤกษ์ของกระจุกดาวทรงกลมบนแถบลำดับหลักที่มีมวลมากที่สุด จะมีค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์สูงที่สุดด้วย ดาวเหล่านี้จะมีการเปลี่ยนแปลงไปเป็นดาวยักษ์เป็นพวกแรก ๆ ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยลงไปตามลำดับก็จะค่อย ๆ เปลี่ยนแปลงไปเป็นดาวยักษ์ตามอายุของกระจุกดาว ดังนั้นเราจึงอาจตรวจวัดอายุของกระจุกดาวได้โดยการมองหาดาวฤกษ์ที่เพิ่งเปลี่ยนแปลงไปเป็นดาวยักษ์ ซึ่งบนแผนภาพ HR Diagram จะแสดงเป็นรูปร่างคล้าย "หัวเข่า" ที่โค้งขึ้นไปทางด้านบนขวาของเส้นแถบลำดับหลัก ความส่องสว่างสัมบูรณ์ที่ตำแหน่งเส้นโค้งนี้เป็นฟังก์ชันโดยตรงกับอายุของกระจุกดาวทรงกลม ดังนั้นจึงสามารถพล็อตอันดับของอายุดาวลงบนแกนที่ขนานกับแกนของความส่องสว่างได้

นอกจากนี้ ยังสามารถระบุอายุของกระจุกดาวทรงกลมได้โดยการดูที่อุณหภูมิของดาวแคระขาวที่เย็นที่สุด ผลที่ได้โดยเฉลี่ยพบว่ากระจุกดาวทรงกลมจะมีอายุเก่าแก่ที่สุดราว 12,700 ล้านปี[31] ซึ่งแตกต่างอย่างมากจากกระจุกดาวเปิดที่มีอายุเฉลี่ยเพียงประมาณไม่กี่สิบล้านปีเท่านั้น

อายุของกระจุกดาวทรงกลมนี้เป็นขีดจำกัดอายุอย่างน้อยที่สุดของเอกภพทั้งมวล ค่าต่ำสุดที่เป็นไปได้ของอายุเอกภพนี้เป็นค่าคงตัวที่มีความสำคัญอย่างมากในการศึกษาจักรวาลวิทยา ระหว่างช่วงต้นคริสต์ทศวรรษ 1990 นักดาราศาสตร์ประสบกับปัญหาที่ว่าอายุโดยประมาณของกระจุกดาวทรงกลมกลับมีค่ามากกว่าอายุของเอกภพที่ได้จากแบบจำลอง อย่างไรก็ดี การตรวจวัดค่าองค์ประกอบต่าง ๆ ของจักรวาลที่ดีขึ้นโดยการศึกษาจากอวกาศห้วงลึกและดาวเทียมอีกหลายชนิด เช่น ดาวเทียมโคบี ได้สางปัญหานี้ออกในเวลาต่อมาโดยใช้แบบจำลองคอมพิวเตอร์ที่แสดงถึงวิวัฒนาการของดวงดาว โดยใช้แบบจำลองทางจักรวาลวิทยาหลายแบบทำการคำนวณร่วมกัน

ความก้าวหน้าในการศึกษากระจุกดาวทรงกลมสามารถนำไปใช้ตรวจสอบและอธิบายความเปลี่ยนแปลงที่เกิดจากองค์ประกอบแก๊สและฝุ่นในช่วงเริ่มต้นการก่อตัวของกระจุกดาว กล่าวคือ ความเปลี่ยนแปลงจากการวิวัฒนาการอันเนื่องมาจากการที่มีองค์ประกอบธาตุหนักอยู่เป็นจำนวนมาก (ธาตุหนักในทางดาราศาสตร์หมายถึงธาตุทุกชนิดที่มีมวลมากกว่าฮีเลียม) ข้อมูลที่ได้จากการศึกษากระจุกดาวทรงกลมนี้ยังนำไปใช้ในการศึกษาวิวัฒนาการของทางช้างเผือกในภาพรวมด้วย[32]

ในกระจุกดาวทรงกลม ยังมีการเฝ้าสังเกตดาวจำพวกหนึ่งเรียกว่า ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน ซึ่งมีวิวัฒนาการอยู่บนแถบลำดับหลักในทิศทางที่จะมีสีน้ำเงินเข้มขึ้นและสว่างมากขึ้น กำเนิดของดาวเหล่านี้ยังคงไม่ชัดแจ้ง แต่แบบจำลองโดยมากเสนอแนะว่าดาวเหล่านี้เป็นผลมาจากการถ่ายเทมวลภายในของระบบดาวหลายดวง

รูปร่างลักษณะ[แก้]

ตรงข้ามกับกระจุกดาวเปิด กระจุกดาวทรงกลมส่วนมากยังคงมีแรงดึงดูดภายในระหว่างกันเอาไว้แม้เวลาจะผ่านไปเนิ่นนานเมื่อเทียบกับอายุของดาว (มีข้อยกเว้นอยู่บ้างเมื่อมีแรงปฏิกิริยาไทดัลกับวัตถุมวลมากอื่น ๆ ที่ส่งผลให้ดาวกระจายตัวกันออกไป)

ตราบจนปัจจุบัน ลักษณะการก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลมยังคงเป็นปรากฏการณ์ที่ไม่อาจเข้าใจได้ ยังไม่มีการยืนยันอย่างชัดเจนว่า ดาวฤกษ์ต่าง ๆ ในกระจุกดาวทรงกลมก่อตัวขึ้นเป็นรุ่นเดียวกันทั้งหมดหรือไม่ หรือมีการก่อตัวจากดาวฤกษ์หลาย ๆ รุ่นที่รวมตัวกันมาเรื่อย ๆ ตลอดช่วงเวลาหลายร้อยล้านปี เชื่อกันว่า ระยะเวลาก่อกำเนิดดาวฤกษ์จะมีความสัมพันธ์กับอายุของกระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่[33] การเฝ้าสังเกตการณ์กระจุกดาวทรงกลมแสดงให้เห็นว่า การก่อตัวของดาวฤกษ์เหล่านี้เกิดขึ้นในย่านอภิบาลดาวฤกษ์แหล่งเดียวกัน ที่ซึ่งสสารระหว่างดาวมีความหนาแน่นสูงกว่าย่านอภิบาลดาวฤกษ์โดยทั่วไป เป็นไปได้ว่า ย่านกำเนิดกระจุกดาวทรงกลมจะเป็นย่านดาวระเบิด หรือเกิดในดาราจักรอันตรกิริยา[34]

หลังจากกำเนิดแล้ว ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมจะเริ่มส่งแรงโน้มถ่วงดึงดูดต่อกันและกัน ผลที่ได้คือความเร็วเชิงเวกเตอร์ของดาวฤกษ์ค่อย ๆ เปลี่ยนแปลงไปจนสูญเสียความเร็วดั้งเดิมของมัน ช่วงเวลาที่ทำให้เกิดคุณสมบัตินี้ขึ้นเรียกว่า ช่วงพักตัว (relaxation time) ซึ่งสัมพันธ์กับความยาวช่วงเวลาที่ดาวฤกษ์ใช้ในการข้ามผ่านกระจุกดาว และจำนวนของมวลดาวฤกษ์ที่มีในระบบ[35] ค่าของช่วงพักฟื้นนี้แปรเปลี่ยนไปตามแต่ละกระจุกดาว โดยเฉลี่ยแล้วจะอยู่ที่ประมาณ 109 ปี

แม้กระจุกดาวทรงกลมจะมีรูปร่างปรากฏดูคล้ายทรงกลม แต่ก็อาจมีสภาพคล้ายรูปไข่ได้ขึ้นกับแรงปฏิกิริยาไทดัล กระจุกดาวที่อยู่ในทางช้างเผือกและดาราจักรแอนดรอเมดามักมีสัณฐานค่อนข้างกลม ขณะที่กระจุกดาวในเมฆแมเจลแลนใหญ่จะมีรูปทรงคล้ายไข่มากกว่า[36]

รัศมี[แก้]

นักดาราศาสตร์จำแนกรูปร่างของกระจุกดาวทรงกลมโดยใช้ค่าเฉลี่ยของรัศมีมาตรฐาน ประกอบด้วยรัศมีแกนกลาง (core radius; rc) รัศมีครึ่งแสง (half-light radius; rh) และรัศมีไทดัล (tidal radius; rt) ความส่องสว่างโดยรวมของกระจุกดาวค่อย ๆ ลดลงอย่างสม่ำเสมอเมื่อห่างออกจากแกนกลาง รัศมีแกนกลางคือระยะห่างที่ความสว่างปรากฏพื้นผิวลดลงเหลือครึ่งหนึ่ง ค่าที่เปรียบเทียบคือรัศมีครึ่งแสง หรือระยะห่างจากแกนกลางที่อยู่ภายในช่วงความส่องสว่างครึ่งหนึ่งของกระจุกดาวทั้งหมด ซึ่งส่วนใหญ่ค่าหลังนี้จะใหญ่กว่าค่ารัศมีแกนกลาง

พึงสังเกตว่า รัศมีครึ่งแสงนี้รวมดวงดาวที่อยู่บริเวณขอบนอกของกระจุกดาวซึ่งทอดตัวอยู่ในแนวสายตาเดียวกันด้วย ดังนั้นนักทฤษฎีจึงมักใช้ค่ารัศมีครึ่งมวล (half-mass radius; rm หรือรัศมีจากแกนกลางที่ครอบคลุมมวลครึ่งหนึ่งของมวลกระจุกดาวทั้งหมด ถ้ารัศมีครึ่งมวลมีค่าน้อยกว่าขนาดทั้งหมดมาก แสดงว่ากระจุกดาวมีความหนาแน่นที่แกนกลางสูง ตัวอย่างของกระจุกดาวลักษณะนี้ได้แก่ M3 ซึ่งมีขนาดมองเห็นทั้งหมดราว 18 ลิปดา แต่มีรัศมีครึ่งมวลเพียง 1.12 ลิปดาเท่านั้น[37]

กระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่มีรัศมีครึ่งแสงน้อยกว่า 10 พาร์เซก มีเพียงบางแห่งที่มีรัศมีค่อนข้างใหญ่ เช่น กระจุกดาว NGC2419 มีรัศมีครึ่งแสง 18 พาร์เซก และกระจุกดาวพาโลมาร์ มีรัศมีครึ่งแสง 25 พาร์เซก เป็นต้น[9]

ส่วนรัศมีไทดัลคือระยะห่างจากจุดศูนย์กลางของกระจุกดาวที่ซึ่งแรงโน้มถ่วงภายนอกจากดาราจักรส่งอิทธิพลต่อดาวฤกษ์มากกว่าแรงโน้มถ่วงภายใน เป็นจุดที่ดาวฤกษ์เดี่ยวในกระจุกดาวอาจจะถูกแยกตัวออกไปโดยดาราจักรได้ รัศมีไทดัลของกระจุกดาว M3 มีค่าประมาณ 38 ลิปดา

การกระจุกของมวลและความส่องสว่าง[แก้]

การวัดความโค้งการส่องสว่างของกระจุกดาวทรงกลมแห่งหนึ่ง ๆ ในรูปของฟังก์ชันของระยะห่างจากแกนกลาง โดยมากแล้วกระจุกดาวในทางช้างเผือกจะมีค่าความโค้งนี้เพิ่มขึ้นอย่างสม่ำเสมอเมื่อระยะห่างมีค่าน้อยลงจนถึงขีดระยะห่างคงที่ค่าหนึ่งจากแกนกลาง แล้วความส่องสว่างก็จะคงที่ โดยทั่วไประยะห่างนี้มีค่าราว 1-2 พาร์เซกจากแกนกลางกระจุกดาว อย่างไรก็ดี ประมาณ 20% ของกระจุกดาวทั้งหมดกำลังผ่านกระบวนการหนึ่งที่เรียกว่า "การยุบตัวของแกนกลาง" กระจุกดาวในกลุ่มนี้ค่าความส่องสว่างจะค่อย ๆ เพิ่มขึ้นไปจนถึงบริเวณใจกลาง[38] ตัวอย่างของกระจุกดาวแบบที่กำลังยุบตัวในแกนกลางได้แก่ กระจุกดาว M15

เชื่อกันว่า การยุบตัวที่แกนกลางเกิดจากการที่ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมที่มีมวลมากกว่าประจันหน้ากันกับสมาชิกดวงอื่นในกระจุกที่มีมวลน้อยกว่า ผลของการประจันกันทำให้ดาวฤกษ์ดวงที่ใหญ่กว่าสูญเสียพลังงานจลน์และเริ่มยุบตัวเข้าหาแกนกลาง เมื่อผ่านช่วงระยะเวลาไปนาน ๆ จึงทำให้เกิดการรวมมวลอย่างมากของดาวฤกษ์ใกล้แกนกลาง ปรากฏการณ์นี้เรียกว่า mass segregation

47 นกทูแคน - กระจุกดาวทรงกลมที่สว่างที่สุดเป็นอันดับสองในทางช้างเผือก รองจาก โอเมกาคนครึ่งม้า

มีการใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเพื่อเฝ้าสังเกตปรากฏการณ์เช่นนี้ในกระจุกดาวทรงกลม ดาวฤกษ์ที่หนักกว่าจะเคลื่อนช้าลงและเข้าไปกระจุกกันอยู่ในบริเวณแกนกลางของกระจุกดาว ส่วนดาวฤกษ์ที่เบาว่าจะมีความเร็วมากขึ้นและใช้เวลาอยู่ในบริเวณขอบนอกของกระจุกดาวมากกว่า กระจุกดาวทรงกลม 47 นกทูแคน ซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์ราว 1 ล้านดวง เป็นตัวอย่างหนึ่งของกระจุกดาวทรงกลมที่หนาแน่นมากที่สุดแห่งหนึ่งในซีกโลกใต้ กระจุกดาวนี้เป็นเป้าหมายสำคัญของการถ่ายภาพการสังเกตการณ์ ทำให้นักดาราศาสตร์สามารถติดตามการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ในกลุ่ม โดยสามารถระบุความเร็วที่แน่นอนของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวนี้ได้แล้วเกือบ 15,000 ดวง[39]

การยุบตัวที่แกนกลางของกระจุกดาวสามารถแบ่งออกเป็นสถานะต่าง ๆ กันได้ 3 ระดับ ระหว่างที่กระจุกดาวทรงกลมยังมีอายุเยาว์ กระบวนการยุบตัวจะเกิดกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้กับแกนกลาง อย่างไรก็ดี แรงปฏิกิริยาระหว่างระบบดาวคู่ช่วยป้องกันการยุบตัวของกระจุกดาวเอาไว้ได้เมื่อย่างเข้าสู่วัยกึ่งกลาง สุดท้าย เมื่อดาวคู่ในแกนกลางแยกตัวออกจากกันไป ส่งผลให้เกิดการชุมนุมกันอย่างหนาแน่นยิ่งขึ้นที่บริเวณแกนกลางของกระจุกดาว

ผลการศึกษาของ ดร.จอห์น เฟรเกอ ในปี ค.ศ. 2008 ได้ศึกษากระจุกดาวทรงกลม 13 แห่งในทางช้างเผือก พบว่ากระจุกดาว 3 แห่งมีแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์หรือระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์เป็นจำนวนมากอย่างผิดปกติ ซึ่งมีความหมายว่ากระจุกดาวนั้นมีอายุประมาณกึ่งกลางวิวัฒนาการ ก่อนหน้านั้น กระจุกดาวทรงกลมเหล่านี้เคยถูกจัดประเภทว่าเป็นวัตถุดาราศาสตร์อายุเก่าแก่มากเพราะมีความหนาแน่นของดาวฤกษ์บริเวณใจกลางสูงมาก ซึ่งเป็นการตรวจสอบอายุอีกวิธีหนึ่งของนักดาราศาสตร์ ผลจากการศึกษานี้แสดงว่ากระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่ รวมถึงกระจุกดาวอีก 10 แห่งในผลการศึกษาของเฟรเกอ มิใช่กระจุกดาวรุ่นกลางดังที่เคยคิดมาแต่ก่อน แต่เป็นกระจุกของดาวฤกษ์ที่ยัง "อายุเยาว์" อยู่

"น่าประหลาดใจอย่างยิ่งที่วัตถุเหล่านี้ ซึ่งเราเคยคิดกันว่าเป็นหนึ่งในวัตถุที่เก่าแก่ที่สุดในเอกภพ ที่แท้เพิ่งมีอายุไม่มากนัก" เฟรเกอเขียนเอาไว้ในบทความของเขาซึ่งตีพิมพ์ลงในวารสาร Astrophysical Journal "นี่อาจส่งผลอย่างใหญ่หลวงต่อแนวคิดเกี่ยวกับกระบวนการวิวัฒนาการของกระจุกดาวทรงกลมทั้งหลาย"[40]

ความส่องสว่างโดยรวมของกระจุกดาวทรงกลมที่อยู่ในดาราจักรทางช้างเผือกและดาราจักร M31 สามารถแสดงได้ด้วยแบบจำลองค่าเฉลี่ยของเส้นโค้งของเกาส์ ซึ่งแสดงด้วยค่ากลางข้อมูลของค่าเฉลี่ยแม็กนิจูด Mv กับค่าผันแปร σ2 การกระจายค่าความส่องสว่างของกระจุกดาวทรงกลมนี้เรียกว่า ฟังก์ชันความส่องสว่างของกระจุกดาวทรงกลม (Globular Cluster Luminosity Function; GCLF) (สำหรับทางช้างเผือก, Mv = −7.20±0.13, σ=1.1±0.1 แม็กนิจูด)[41] ฟังก์ชัน GCLF นี้สามารถนำมาใช้เป็น "เทียนมาตรฐาน" สำหรับตรวจวัดระยะห่างระหว่างดาราจักรได้ด้วย ภายใต้สมมุติฐานว่ากระจุกดาวทรงกลมในดาราจักรแห่งอื่นนั้นมีลักษณะพื้นฐานเช่นเดียวกันกับกระจุกดาวทรงกลมในทางช้างเผือก

แบบจำลอง n วัตถุ[แก้]

การคำนวณแรงปฏิกิริยาระหว่างดาวฤกษ์ที่อยู่ในกระจุกดาวทรงกลมจำเป็นต้องใช้วิธีการที่เรียกชื่อว่า ปัญหา n วัตถุ กล่าวคือ ดาวฤกษ์แต่ละดวงที่อยู่ในกระจุกดาวจะสร้างแรงปฏิกิริยากับดาวฤกษ์อื่นที่เหลือจำนวน N-1 ดวง โดยที่ N คือจำนวนดาวฤกษ์ทั้งหมดที่มีในกระจุกดาวนั้น ถ้าใช้การคำนวณคอมพิวเตอร์ด้วย CPU แบบปกติเพื่อสร้างแบบจำลองพลศาสตร์จะต้องใช้ "ต้นทุน" เป็นสัดส่วนของ N3[42] ซึ่งจะกินทรัพยากรสูงมากหากจะคำนวณให้ได้ค่าที่แม่นยำสำหรับกระจุกดาวหนึ่งแห่ง[43] กระบวนวิธีทางคณิตศาสตร์ที่มีประสิทธิภาพมากกว่าคือการใช้พลศาสตร์ของ N วัตถุโดยการแบ่งกระจุกดาวทรงกลมนั้นออกเป็นส่วนเล็ก ๆ ที่มีปริมาตรและความเร็วจำนวนน้อย และใช้กฎความน่าจะเป็นในการระบุตำแหน่งของดาวฤกษ์ การเคลื่อนที่ของดาวสามารถระบุได้ด้วยการหาค่าเฉลี่ยของสมการที่เรียกว่า สมการของฟ็อคเคอร์-พลังค์ การแก้สมการทำได้โดยการเปลี่ยนรูปให้ง่ายขึ้น หรือใช้แบบจำลองมอนติคาร์โลพร้อมกับใส่ค่าตัวแปรแบบสุ่ม อย่างไรก็ตามแบบจำลองนี้ยังยากเกินจะหาคำตอบได้หากพิจารณาผลกระทบจากระบบดาวคู่และแรงปฏิกิริยากับแหล่งกำเนิดแรงโน้มถ่วงภายนอก (เช่นจากดาราจักรทางช้างเผือก) เข้ามาประกอบด้วย[44]

ผลจากแบบจำลอง n วัตถุแสดงให้เห็นว่า ดาวฤกษ์สามารถเคลื่อนไปตามเส้นทางไม่ปกติผ่านกระจุกดาวได้ โดยมากมักวนเป็นลูป และมักเคลื่อนเข้าหาแกนกลางของกระจุกดาวมากกว่าที่ดาวฤกษ์เดี่ยวจะเคลื่อนรอบศูนย์กลางมวล นอกจากนั้น ผลจากแรงปฏิกิริยากับดาวอื่น ๆ ส่งผลให้ความเร็วของดาวเพิ่มสูงขึ้น ดาวฤกษ์บางดวงมีพลังงานมากขึ้นจนเพียงพอจะหลุดพ้นไปจากกระจุกดาวได้ เมื่อช่วงเวลาไปนาน ๆ ผลกระทบนี้ทำให้กระจุกดาวกระจายตัวกันออกไป ซึ่งเป็นกระบวนการที่เรียกว่า การระเหย (evaportion)[45] ระยะเวลาโดยทั่วไปของการเกิดสภาวะการระเหยของกระจุกดาวทรงกลมคือ 1010 ปี[35]

ระบบดาวคู่มีบทบาทสำคัญอยู่ในจำนวนพลเมืองทั้งหมดของระบบดาว ประมาณครึ่งหนึ่งของดาวฤกษ์ทั้งหมดมีลักษณะเป็นดาวคู่ แบบจำลองทางคณิตศาสตร์ของกระจุกดาวทรงกลมแสดงให้เห็นว่า ระบบดาวคู่สามารถซ่อนหรือแม้แต่ย้อนกลับกระบวนการยุบตัวที่แกนกลางของกระจุกดาวทรงกลมได้ เมื่อดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเกิดการประจันแรงโน้มถ่วงกับระบบดาวคู่ ผลลัพธ์ที่เป็นไปได้ทางหนึ่งคือดาวคู่นั้นจะดึงดูดเข้าใกล้กันมากขึ้น และดาวฤกษ์เดี่ยวจะได้รับพลังงานจลน์เพิ่มไป เมื่อดาวฤกษ์มวลมากในกระจุกดาวมีความเร็วเพิ่มสูงขึ้นจากกระบวนการดังกล่าวนี้ ก็จะช่วยลดการอัดแน่นที่ใจกลางกระจุกดาวและลดการยุบตัวที่แกนกลางลง[23]

สำหรับอนาคตสุดท้ายของกระจุกดาวทรงกลม หากไม่เพิ่มพูนดาวฤกษ์ที่แกนกลางให้อัดแน่นกันไปเรื่อย ๆ[46] ก็จะสูญเสียดาวฤกษ์ที่ขอบรอบนอกออกไปเรื่อย ๆ ทางใดทางหนึ่ง[47]

รูปร่างที่คาบเกี่ยว[แก้]

การแบ่งประเภทของกระจุกดาวในบางครั้งก็ไม่อาจระบุได้อย่างชัดเจน หลายวัตถุมีลักษณะคลุมเครือ ตัวอย่างเช่น กระจุกดาว BH176 ทางด้านใต้ของทางช้างเผือก มีลักษณะที่อาจเป็นได้ทั้งกระจุกดาวเปิดหรือกระจุกดาวทรงกลม[48]

ในปี ค.ศ. 2005 นักดาราศาสตร์ค้นพบกระจุกดาวชนิดใหม่ที่ไม่เคยพบเห็นมาก่อนอยู่ในดาราจักรแอนดรอเมดา โดยทั่วไปแล้วมีหลาย ๆ อย่างที่คล้ายคลึงกับกระจุกดาวทรงกลม กระจุกดาวชนิดใหม่นี้ประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายแสนดวง ซึ่งเป็นจำนวนที่ใกล้เคียงกับที่พบอยู่ในกระจุกดาวทรงกลม และยังมีคุณลักษณะอีกหลายอย่างที่คล้ายคลึงกับกระจุกดาวทรงกลม เช่น ประชากรดาวฤกษ์และค่าความเป็นโลหะ แต่สิ่งที่แตกต่างออกไปคือมันมีขนาดที่ใหญ่กว่ามาก โดยมีความยาวด้านตัดขวางหลายร้อยปีแสง และมีความหนาแน่นต่ำกว่าหลายร้อยเท่า ดังนั้นระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์แต่ละดวงในกระจุกดาวชนิดนี้จึงค่อนข้างห่าง กระจุกดาวชนิดใหม่นี้มีลักษณะอยู่กึ่งกลางระหว่างกระจุกดาวทรงกลม (ที่มีสสารมืดอยู่น้อย) กับดาราจักรแคระทรงกลม (ที่มีสสารมืดอยู่มาก)[49]

ยังไม่อาจทราบได้ว่ากระจุกดาวเหล่านี้เกิดขึ้นได้อย่างไร แต่การก่อตัวของมันอาจมีส่วนเกี่ยวพันอย่างใกล้ชิดกับกระจุกดาวทรงกลม ยังมีปัญหาอื่นที่ยังไม่ทราบคำตอบ เช่นทำไมจึงมีกระจุกดาวชนิดนี้ในดาราจักร M31 แต่ไม่พบในทางช้างเผือก แล้วดาราจักรแห่งอื่น ๆ จะมีกระจุกดาวชนิดนี้ด้วยหรือไม่ ทั้งนี้เพราะคงไม่น่าจะเป็นไปได้ที่ดาราจักร M31 จะเป็นดาราจักรเพียงแห่งเดียวในเอกภพที่มีกระจุกดาวชนิดนี้[49]

ผลจากแรงดึงดูดระหว่างกัน[แก้]

เมื่อกระจุกดาวทรงกลมเคลื่อนเข้าประชิดกับมวลขนาดใหญ่ เช่น ย่านแกนกลางของดาราจักร จะเกิดแรงปฏิกิริยาระหว่างกันขึ้น ความแตกต่างของแรงดึงจากแรงโน้มถ่วงในกระจุกดาวส่วนที่อยู่ใกล้มวลขนาดใหญ่นั้น กับแรงดึงจากทางด้านที่อยู่ไกลออกไป ส่งผลให้เกิดเป็นแรงไทดัล "แรงกระแทกไทดัล" เกิดขึ้นเมื่อวงโคจรของกระจุกดาวเคลื่อนผ่านระนาบของดาราจักร

ผลจากแรงกระแทกไทดัล กระแสของดาวฤกษ์จะถูกดึงออกไปจากขอบเขตของกระจุกดาว เหลืออยู่แต่ดาวที่อยู่ในใจกลางกระจุกดาวเท่านั้น ผลจากแรงปฏิกิริยาไทดัลนี้ทำให้เกิดส่วนปลายหางของดาวฤกษ์ที่ทอดตัวออกไปยาวหลายองศาจากกระจุกดาว[50] ส่วนหางนี้อาจจะอยู่ทางด้านหน้าหรือตามหลังเส้นทางโคจรของกระจุกดาวก็ได้ และอาจดึงเอาองค์ประกอบสำคัญ ๆ ซึ่งเป็นมวลเริ่มแรกของกระจุกดาวเอาไว้ ก่อตัวใหม่เป็นกลุ่มขึ้นก็ได้[51]

กระจุกดาวทรงกลม พาโลมาร์ 5 เป็นตัวอย่างหนึ่งซึ่งเคลื่อนที่ไปถึงจุดปลายวงโคจรหลังจากตัดผ่านดาราจักรทางช้างเผือก กระแสของดาวฤกษ์ที่ถูกดึงดูดทอดตัวออกไปทั้งทางด้านหน้าและด้านหลังของเส้นทางโคจรของกระจุกดาว เป็นระยะทางรวมราว 13,000 ปีแสง[52] แรงปฏิกิริยาไทดัลนี้ได้ดึงเอามวลจำนวนมากออกมาจากพาโลมาร์ 5 และคาดว่าแรงปฏิกิริยาที่จะเกิดขึ้นอีกครั้งเมื่อกระจุกดาวเคลื่อนเข้าใกล้แกนกลางดาราจักรจะทำให้มันกลายเป็นธารดาวฤกษ์ขนาดยาวโคจรอยู่ในขอบรัศมีของทางช้างเผือก

แรงปฏิกิริยาไทดัลได้เพิ่มพลังงานจลน์เข้าไปให้แก่กระจุกดาวทรงกลม กล่าวให้เห็นภาพคือทำให้อัตราการระเหยเพิ่มสูงขึ้นและทำให้ขนาดของกระจุกดาวหดเล็กลง[35] แรงกระแทกไทดัลไม่เพียงดึงเอามวลรอบนอกของกระจุกดาวให้หลุดออกมาเท่านั้น แต่ยังช่วยเร่งอัตราของกระบวนการยุบตัวที่แกนกลางด้วย กลไกกายภาพเดียวกันนี้อาจกำลังเกิดขึ้นกับดาราจักรแคระทรงกลม เช่น ดาราจักรแคระคนยิงธนู ซึ่งกำลังอยู่ภายใต้กระบวนรบกวนของแรงไทดัลอันเกิดจากการเคลื่อนเข้าใกล้ดาราจักรทางช้างเผือก

ดูเพิ่ม[แก้]

อ้างอิง[แก้]

  1. ↑ Frommert, Hartmut (สิงหาคม 2007). "Milky Way Globular Clusters". SEDS. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 18 มกราคม 2006.
  2. ↑ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1992). "The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies". Astrophysical Journal, Part 1 384: 50–61.
  3. ↑ Pauline Barmby; John P. Huchra (20 กรกฎาคม 2001). "M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeleness". The Astronomical Journal. The American Astronomical Society. 122 (5): 2458–2468. doi:10.1086/323457. S2CID 117895577.
  4. ↑ Schweizer (1981). "The halo globular clusters of the giant elliptical galaxy Messier 87". Astrophysical Journal, 245 (5457) : 416–453.
  5. ↑ B. Dauphole, M. Geffert, J. Colin, C. Ducourant, M. Odenkirchen, H.-J. Tucholke (1996). "The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient.". Astronomy and Astrophysics 313: 119–128.
  6. ↑ Harris, William E. (1991). "Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 29: 543–579. doi:10.1146/annurev.aa.29.090191.002551, เก็บข้อมูลเมื่อ 2 มิถุนายน 2006.
  7. ↑ Dinescu, D. I.; Majewski, S. R.; Girard, T. M.; Cudworth, K. M. (2000). "The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy". The Astronomical Journal. 120 (4): 1892–1905. doi:10.1086/301552. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.
  8. ↑ Lotz, Jennifer M.; Miller, Bryan W.; Ferguson, Henry C. (September 2004). "The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei, and Stellar Halos". The Astrophysical Journal. 613 (1): 262–278. doi:10.1086/422871.
  9. ↑ 9.0 9.1 van den Bergh, Sidney (November 2007). "Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies". MNRAS (Letters) , in press. 385: L20. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.
  10. ↑ Sharp, N. A. "M22, NGC6656". REU program/NOAO/AURA/NSF. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2014-10-17. สืบค้นเมื่อ 2006-08-16.
  11. ↑ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1992). "The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies". Astrophysical Journal, Part 1. 384: 50–61. doi:10.1086/170850. สืบค้นเมื่อ 2006-05-27.
  12. ↑ Shapley, Harlow (1918). "Globular Clusters and the Structure of the Galactic System". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 30 (173): 42+. doi:10.1086/122686. สืบค้นเมื่อ 2006-05-30.
  13. ↑ Hogg, Helen Battles Sawyer (1965). "Harlow Shapley and Globular Clusters". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 77 (458): 336–46. doi:10.1086/128229.
  14. ↑ Talpur, Jon (1997). "A Guide to Globular Clusters". Keele University. สืบค้นเมื่อ 2007-04-25.
  15. ↑ Sigurdsson, Steinn (1992). "Planets in globular clusters?". Astrophysical Journal. 399 (1): L95–L97. doi:10.1086/186615. สืบค้นเมื่อ 2006-08-20.
  16. ↑ Arzoumanian, Z.; Joshi, K.; Rasio, F. A.; Thorsett, S. E. (1999). "Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System". Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union. 105: 525. สืบค้นเมื่อ 2008-06-23.
  17. ↑ "Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way". ESO. 2005-03-22. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-04-09. สืบค้นเมื่อ 2007-03-20.
  18. ↑ van der Marel, Roeland (2002-03-03). "Black Holes in Globular Clusters". Space Telescope Science Institute. สืบค้นเมื่อ 2006-06-08.
  19. ↑ 19.0 19.1 van Albada, T. S.; Baker, Norman (1973). "On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters". Astrophysical Journal. 185: 477–498. doi:10.1086/152434.
  20. ↑ Harris, W. E. (1976). "Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center". Astronomical Journal. 81: 1095–1116. doi:10.1086/111991.
  21. ↑ Lee, Y. W.; Yoon, S. J. (2002). "On the Construction of the Heavens". An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way. 297: 578. สืบค้นเมื่อ 2006-06-01.
  22. ↑ Leonard, P. J. t. (1989). "Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem". The Astrophysical Journal. 98: 217. doi:10.1086/115138. สืบค้นเมื่อ 2006-11-02.
  23. ↑ 23.0 23.1 Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). "A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters". Mercury. 28: 26. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-05-21. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.
  24. ↑ Savage, D.; Neal, N.; Villard, R.; Johnson, R.; Lebo, H. (2002-09-17). "Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places". HubbleSite. Space Telescope Science Institute. สืบค้นเมื่อ 2006-05-25.
  25. ↑ Finley, Dave (2007-05-28). "Star Cluster Holds Midweight Black Hole, VLA Indicates". NRAO. สืบค้นเมื่อ 2007-05-29.
  26. ↑ Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). "On the Central Structure of M15". Astrophysical Journal Letters. 582: 21. doi:10.1086/367537. สืบค้นเมื่อ 2006-09-13.
  27. ↑ Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). "A Dynamical Model for the Globular Cluster G1". Astrophysical Journal Letters. 589: 25. doi:10.1086/375802. สืบค้นเมื่อ 2006-09-13.
  28. ↑ Shapley, H. (1917). "Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I,II,III". Astrophysical Journal. 45: 118–141. doi:10.1086/142314. สืบค้นเมื่อ 2006-05-26.
  29. ↑ Martin, Schwarzschild (1958). Structure and Evolution of Stars. Princeton University Press.
  30. ↑ Sandage, A.R. (1957). "Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3". Astrophysical Journal. 126: 326. doi:10.1086/146405. สืบค้นเมื่อ 2006-05-26.
  31. ↑ Hansen, B. M. S.; Brewer, J.; Fahlman, G. G.; Gibson, B. K.; Ibata, R.; Limongi, M.; Rich, R. M.; Richer, H. B.; Shara, M. M.; Stetson, P. B. (2002). "The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4". Astrophysical Journal Letters. 574: L155. doi:10.1086/342528. สืบค้นเมื่อ 2006-05-26.
  32. ↑ "Ashes from the Elder Brethren — UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular Clusters" (Press release). 2001-03-01. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-06-15. สืบค้นเมื่อ 2006-05-26.
  33. ↑ Weaver, D.; Villard, R.; Christensen, L. L.; Piotto, G.; Bedin, L. (2007-05-02). "Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster". Hubble News Desk. สืบค้นเมื่อ 2007-05-01.
  34. ↑ Elmegreen, B. G.; Efremov, Y. N. (1999). "A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas". Astrophysical Journal. 480 (2): 235. doi:10.1086/303966.
  35. ↑ 35.0 35.1 35.2 Benacquista, Matthew J. (2006). "Globular cluster structure". Living Reviews in Relativity. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-10-13. สืบค้นเมื่อ 2006-08-14.
  36. ↑ Frenk, C. S.; White, S. D. M. (1980). "The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286 (3): L39–L42. สืบค้นเมื่อ 2006-05-31.
  37. ↑ Buonanno, R.; Corsi, C. E.; Buzzoni, A.; Cacciari, C.; Ferraro, F. R.; Fusi Pecci, F. (1994). "The Stellar Population of the Globular Cluster M 3. I. Photographic Photometry of 10 000 Stars". Astronomy and Astrophysics. 290: 69–103. สืบค้นเมื่อ 2006-05-29.
  38. ↑ Djorgovski, S.; King, I. R. (1986). "A preliminary survey of collapsed cores in globular clusters". Astrophysical Journal. 305: L61–L65. doi:10.1086/184685. สืบค้นเมื่อ 2006-05-29.
  39. ↑ "Stellar Sorting in Globular Cluster 47". Hubble News Desk. 2006-10-04. สืบค้นเมื่อ 2006-10-24.
  40. ↑ Baldwin, Emily (2008-04-29). "Old globular clusters surprisingly young". Astronomy Now Online. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2008-05-02. สืบค้นเมื่อ 2008-05-02.
  41. ↑ Secker, Jeff (1992). "A Statistical Investigation into the Shape of the Globular cluster Luminosity Distribution". Astronomical Journal. 104 (4): 1472–1481. doi:10.1086/116332. สืบค้นเมื่อ 2006-05-28.
  42. ↑ Benacquista, Matthew J. (2002-02-20). "Relativistic Binaries in Globular Clusters: 5.1 N-body". Living Reviews in Relativity. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2016-03-03. สืบค้นเมื่อ 2006-10-25.
  43. ↑ Heggie, D. C.; Giersz, M.; Spurzem, R.; Takahashi, K. (1998). "Dynamical Simulations: Methods and Comparisons". ใน Johannes Andersen (บ.ก.). Highlights of Astronomy Vol. 11A, as presented at the Joint Discussion 14 of the XXIIIrd General Assembly of the IAU, 1997. Kluwer Academic Publishers. p. 591. สืบค้นเมื่อ 2006-05-28.
  44. ↑ Benacquista, Matthew J. (2006). "Relativistic Binaries in Globular Clusters". Living Reviews in Relativity (lrr-2006-2). คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-03-03. สืบค้นเมื่อ 2006-05-28.
  45. ↑ J. Goodman and P. Hut, บ.ก. (1985). Dynamics of Star Clusters (International Astronomical Union Symposia). Springer. ISBN 90-277-1963-2.
  46. ↑ Zhou, Yuan; Zhong, Xie Guang (June 1990). "The core evolution of a globular cluster containing massive black holes". Astrophysics and Space Science. 168 (2): 233–241. doi:10.1007/BF00636869. สืบค้นเมื่อ 2008-12-11.
  47. ↑ Pooley, Dave. "Globular Cluster Dynamics: the importance of close binaries in a real N-body system". UW-Madison. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2010-06-19. สืบค้นเมื่อ 2008-12-11.
  48. ↑ Ortolani, S.; Bica, E.; Barbuy, B. (1995). "BH 176 and AM-2: globular or open clusters?". Astronomy and Astrophysics. 300: 726. สืบค้นเมื่อ 2008-06-23.
  49. ↑ 49.0 49.1 Huxor, A. P.; Tanvir, N. R.; Irwin, M. J.; R. Ibata (2005). "A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 360: 993–1006. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x.
  50. ↑ Lauchner, A.; Wilhelm, R.; Beers, T. C.; Allende Prieto, C. (December 2003). "A Search for Kinematic Evidence of Tidal Tails in Globular Clusters". American Astronomical Society Meeting 203, #112.26. American Astronomical Society. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.
  51. ↑ Di Matteo, P.; Miocchi, P.; Capuzzo Dolcetta, R. (May 2004). "Formation and Evolution of Clumpy Tidal Tails in Globular Clusters". American Astronomical Society, DDA meeting #35, #03.03. American Astronomical Society. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.
  52. ↑ Staude, Jakob (2002-06-03). "Sky Survey Unveils Star Cluster Shredded By The Milky Way". Image of the Week. Sloan Digital Sky Survey. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.

แหล่งข้อมูลอื่น[แก้]

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับ กระจุกดาวทรงกลม


เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/w/index.php?title=กระจุกดาวทรงกลม&oldid=10569289"