กระจุกดาวเปิด

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
กระจุกดาวลูกไก่ หนึ่งในกระจุกดาวเปิดที่มีชื่อเสียงมากที่สุด

กระจุกดาวเปิด (อังกฤษ: Open Cluster) เป็นกลุ่มของดาวฤกษ์จำนวนหลายพันดวงที่รวมกลุ่มกันอยู่ในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ชุดเดียวกัน และมีแรงโน้มถ่วงดึงดูดต่อกันและกันอย่างหลวมๆ กระจุกดาวเปิดจะพบได้ในดาราจักรชนิดก้นหอยและชนิดไร้รูปร่างเท่านั้น ซึ่งเป็นดาราจักรที่ยังมีการก่อตัวของดาวฤกษ์ดำเนินอยู่ โดยทั่วไปมีอายุน้อยกว่าร้อยล้านปี และมักถูกรบกวนจากกระจุกดาวอื่นหรือกลุ่มเมฆที่มันโคจรอยู่ใกล้ๆ ทำให้สูญเสียสมาชิกในกระจุกดาวไปบ้างในการประจันหน้าเช่นนั้น

กระจุกดาวเปิดที่มีอายุน้อยอาจยังคงอยู่ในกลุ่มเมฆโมเลกุลซึ่งมันก่อตัวขึ้นมา ส่องแสงและความร้อนจนสามารถสร้างบริเวณเอช 2 ขึ้นมาได้ เมื่อเวลาผ่านไป แรงดันของการแผ่รังสีจากกระจุกดาวจะทำให้เมฆโมเลกุลกระจัดกระจายออกไป โดยทั่วไปมวลของแก๊สในกลุ่มเมฆประมาณ 10% จะรวมเข้าอยู่ในดาวฤกษ์ก่อนที่แรงดันของการแผ่รังสีจะผลักพวกมันออกไปเสีย

กระจุกดาวเปิดเป็นวัตถุท้องฟ้าที่สำคัญมากในการศึกษาวิวัฒนาการของดวงดาว เพราะดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเดียวกันจะมีอายุใกล้เคียงกันและมีลักษณะทางเคมีคล้ายคลึงกัน การศึกษาผลกระทบต่อตัวแปรอันละเอียดอ่อนต่างๆ ของคุณลักษณะของดวงดาวจึงทำได้ง่ายกว่าการศึกษาดาวฤกษ์เดี่ยวๆ

กระจุกดาวเปิดจำนวนหนึ่ง เช่น กระจุกดาวลูกไก่ กระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัว หรือ กระจุกดาวอัลฟาเพอร์เซย์ เป็นกระจุกดาวที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า กระจุกดาวบางจำพวกเช่นกระจุกดาวแฝดจะมองเห็นได้ค่อนข้างยากหากไม่ใช้เครื่องมือช่วย ส่วนอื่นๆ ที่เหลือจะมองเห็นได้โดยใช้กล้องสองตาหรือกล้องโทรทรรศน์

ประวัติการสังเกตการณ์[แก้]

กระจุกดาวเปิดที่มีชื่อเสียงมากที่สุด คือกระจุกดาวลูกไก่ เป็นที่รู้จักกันมาเนิ่นนานนับแต่โบราณว่าเป็นกลุ่มของดวงดาว ส่วนกระจุกดาวอื่นๆ จะเป็นที่รู้จักเพียงกลุ่มแสงฝ้าๆ บนฟ้าเท่านั้น กว่าจะเป็นที่ทราบกันว่ากลุ่มแสงฝ้าเหล่านั้นเป็นกลุ่มของดาวหลายดวง ก็เมื่อมีการคิดค้นกล้องโทรทรรศน์ขึ้นแล้ว การสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ช่วยทำให้แยกแยะประเภทของกระจุกดาวสองจำพวกออกจากกันได้ พวกหนึ่งคือกลุ่มของดาวฤกษ์หลายพันดวงที่มีการกระจายตัวกันแบบทรงกลมปกติ มักพบในบริเวณใกล้ศูนย์กลางของดาราจักรทางช้างเผือก อีกพวกหนึ่งมีดวงดาวรวมกันอยู่แบบกระจัดกระจาย ไม่มีรูปร่างที่แน่นอน มักพบในท้องฟ้าส่วนอื่นโดยทั่วไป นักดาราศาสตร์เรียกกระจุกดาวแบบแรกว่า กระจุกดาวทรงกลม และเรียกกระจุกดาวแบบหลังว่า กระจุกดาวเปิด ในบางครั้งอาจจะเรียกกระจุกดาวเปิดว่าเป็น กระจุกของดาราจักร เนื่องจากจะพบได้เพียงบนระนาบของดาราจักรทางช้างเผือกเท่านั้น ดังจะอธิบายต่อไปด้านล่าง

เป็นที่ทราบกันมานานก่อนหน้านี้แล้วว่า ดาวฤกษ์ที่อยู่ในกระจุกดาวเปิดกลุ่มเดียวกัน จะมีความสัมพันธ์กันในทางกายภาพ คุณพ่อจอห์น มิเชล ได้คำนวณไว้เมื่อปี ค.ศ. 1767 ว่า โอกาสที่ดาวฤกษ์ในกลุ่มเดียวกัน เช่นดาวฤกษ์ในกระจุกดาวลูกไก่ จะเป็นผลจากมุมมองการสังเกตโดยบังเอิญที่เห็นจากโลก ได้เพียง 1 ใน 496,000 ส่วนเท่านั้น[1] เมื่อวิชาดาราศาสตร์มีความแม่นยำมากยิ่งขึ้น ทำให้พบว่ากระจุกดาวฤกษ์มักจะมีการเคลื่อนที่เฉพาะผ่านห้วงอวกาศสอดคล้องไปในทางเดียวกัน ขณะที่การตรวจวัดสเปกตรัมก็พบว่าความเร็วเชิงรัศมีของดาวฤกษ์เหล่านั้นมีความสอดคล้องกัน แสดงว่าดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเดียวกันเป็นดาวที่เกิดในเวลาเดียวกันและดึงดูดกันและกันเอาไว้เป็นกลุ่ม

แม้จะแบ่งกระจุกดาวออกเป็นสองพวก คือกระจุกดาวเปิดและกระจุกดาวทรงกลม แต่ในบางครั้งก็อาจไม่เห็นความแตกต่างมากนักระหว่างกระจุกดาวทรงกลมที่ค่อนข้างกระจายตัว กับกระจุกดาวเปิดแบบที่ค่อนข้างหนาแน่น นักดาราศาสตร์บางคนเชื่อว่ากระจุกดาวทั้งสองประเภทนี้ก่อตัวขึ้นด้วยกลไกพื้นฐานที่เหมือนๆ กัน แตกต่างกันแต่เพียงเงื่อนไขที่ช่วยให้การก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลมแบบหนาแน่น ที่มีดาวฤกษ์นับแสนๆ ดวงไม่อาจพบได้ในดาราจักรของเราเท่านั้น

การก่อตัว[แก้]

แสงอินฟราเรดแสดงให้เห็นกระจุกดาวเปิดอันหนาแน่นที่อยู่ในใจกลางเนบิวลานายพราน

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มักมีการจับกลุ่มกันเป็นระบบดาวหลายดวงมานับแต่แรกเริ่ม[2] เพราะกลุ่มแก๊สที่มีมวลจำนวนมากขนาดหลายๆ เท่าของมวลดวงอาทิตย์เท่านั้นจึงจะหนักมากพอที่จะยุบตัวลงด้วยแรงโน้มถ่วงของตัวมันเองได้ และเมฆแก๊สที่มีมวลมากขนาดนั้นไม่สามารถยุบตัวลงเป็นดาวฤกษ์เดี่ยวเพียงดวงเดียว[3]

การก่อตัวของกระจุกดาวเปิดเริ่มต้นขึ้นเมื่อมีการยุบตัวลงบางส่วนของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ กลุ่มเมฆแก๊สที่ทั้งเย็นและหนาแน่นนี้มีมวลเป็นหลายพันเท่าของมวลดวงอาทิตย์ มีปัจจัยมากมายที่อาจทำให้เมฆโมเลกุลเหล่านี้ยุบตัวลง (หรือยุบลงบางส่วน) หรือทำให้เกิดการระเบิดในระหว่างการกำเนิดของดาวฤกษ์ ซึ่งทำให้กลายเป็นกระจุกดาวเปิด ปัจจัยเหล่านั้นรวมถึงคลื่นกระแทกจากซูเปอร์โนวาใกล้เคียงหรือจากปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วง เมื่อเมฆโมเลกุลยักษ์เริ่มยุบตัวลง ดาวฤกษ์ก็เริ่มก่อตัวขึ้นระหว่างการแตกตัวของเมฆอย่างต่อเนื่องเป็นชิ้นส่วนที่เล็กลงและเล็กลงเรื่อยๆ ผลที่ได้ทำให้เกิดเป็นดาวฤกษ์จำนวนนับพันดวง สำหรับในดาราจักรของเรา อัตราการก่อตัวของกระจุกดาวเปิดอยู่ที่ประมาณหนึ่งครั้งต่อทุกๆ เวลาไม่กี่พันปี[4]

ทันทีที่กระบวนการก่อตัวของดาวฤกษ์เริ่มขึ้น ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดและร้อนที่สุด (รู้จักในชื่อดาวโอบี) จะปลดปล่อยรังสีอัลตราไวโอเลตออกมาเป็นจำนวนมาก รังสีเหล่านี้ทำให้แก๊สในเมฆโมเลกุลยักษ์แตกตัวอย่างรวดเร็ว เกิดเป็นย่านที่เรียกว่า บริเวณเอช 2 ลมดาวฤกษ์จากดาวมวลมากเหล่านี้ร่วมกับแรงดันจากการแผ่รังสีจะผลักแก๊สออกไป หลังจากผ่านไปหลายล้านปีกระจุกดาวจะเริ่มประสบกับภาวะซูเปอร์โนวาเป็นครั้งแรก ซึ่งจะทำให้สูญเสียแก๊สออกไปจากระบบดาวเช่นเดียวกัน เมื่อผ่านไปอีกหลายสิบล้านปีบริเวณกระจุกดาวก็จะไม่มีแก๊สและไม่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์ใหม่อีกต่อไป โดยทั่วไปแล้วมีแก๊สในบริเวณกระจุกดาวเพียง 10% เท่านั้นที่จะกลายสภาพมาเป็นดาวฤกษ์ ส่วนที่เหลือถูกไล่กระจายหายไปหมด[4]

ยังมีอีกมุมมองหนึ่งในกระบวนการก่อตัวของดาวฤกษ์ นั่นคือมันก่อตัวขึ้นอย่างรวดเร็วจากแกนกลางเมฆโมเลกุล ครั้นเมื่อดาวฤกษ์มวลมากเริ่มมีความสามารถส่องแสงได้ มันก็ไล่แก๊สที่เหลือในรูปแก๊สประจุร้อนออกไปด้วยความเร็วเสียง เวลานับแต่แกนกลางโมเลกุลเริ่มหดตัวจนถึงการขับไล่แก๊สออกไปนี้กินเวลาโดยประมาณไม่เกิน 1-3 ล้านปี โดยที่แก๊สในแกนกลางของเมฆประมาณ 30-40% เท่านั้นที่จะก่อตัวขึ้นเป็นดาวฤกษ์ กระบวนการดูดและกระจายแก๊สจึงทำให้กระจุกดาวเสียหายค่อนข้างมาก ซึ่งทำให้มันสูญเสียดาวฤกษ์ไปมากหรือบางครั้งก็สูญเสียไปทั้งหมด[5] กระจุกดาวทุกแห่งล้วนต้องประสบการสูญเสียมวลในวัยเยาว์ไปเป็นจำนวนมากขณะที่องค์ประกอบส่วนหนึ่งผ่านพ้นช่วงเวลาอายุน้อยเพื่อดำรงอยู่ต่อไป ดาวฤกษ์อายุน้อยบางดวงที่หลุดออกจากกระจุกดาวต้นกำเนิดของตนก็กลายไปเป็นส่วนหนึ่งของสมาชิกดาวฤกษ์ในสนามของดาราจักร การที่ดาวฤกษ์จำนวนมาก (แม้ไม่ใช่ทั้งหมด) ล้วนเป็นส่วนหนึ่งของกระจุกดาวไม่แห่งใดก็แห่งหนึ่ง ดังนั้นเราอาจมองว่ากระจุกดาวเป็นส่วนหนึ่งของโครงสร้างพื้นฐานของดาราจักร เหตุการณ์ที่แก๊สกระจายตัวอย่างรุนแรงเพื่อกำหนดรูปร่าง (และทำลาย) กระจุกดาวจำนวนมากเมื่อยามถือกำเนิดนั้นได้ทิ้งร่องรอยเอาไว้ในโครงสร้างดาราจักรทั้งในแง่ของรูปลักษณ์และพลังงานจลน์[6]

การที่กระจุกดาวสองแห่งหรือมากกว่านั้นมีกำเนิดมาจากเมฆโมเลกุลชุดเดียวกันถือเป็นเรื่องปกติ ในเมฆแมเจลแลนใหญ่ ทั้งกระจุกดาว Hodge 301 และ R136 ต่างก่อตัวขึ้นมาจากกลุ่มแก๊สในเนบิวลาบึ้ง ขณะที่ในดาราจักรของเราเองเมื่อตรวจสอบลักษณะการเคลื่อนตัวย้อนไปจะพบว่า กระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัว และกระจุกดาวรวงผึ้ง สองกระจุกดาวใกล้เคียงที่มีชื่อเสียงมากต่างมีกำเนิดมาจากกลุ่มเมฆเดียวกันเมื่อประมาณ 600 ล้านปีมาแล้ว[7]

ในบางครั้งหากกระจุกดาวสองชุดมีกำเนิดขึ้นพร้อมกัน มันอาจก่อตัวเป็นกระจุกดาวแฝดได้ ตัวอย่างอันเป็นที่รู้จักดีในทางช้างเผือกของเราคือกระจุกดาวแฝด h Persei และ χ Persei คาดว่ามีกระจุกดาวแฝดอยู่เป็นจำนวนกว่า 10 เท่าของจำนวนที่เราได้พบเห็นแล้ว[8] โดยมากมักพบอยู่ในกลุ่มเมฆแมเจลแลนเล็กและแมเจลแลนใหญ่ เนื่องจากเราสามารถสังเกตการณ์กระจุกดาวในระบบอื่นได้ง่ายกว่าในดาราจักรของเราเอง

สัณฐานและการแบ่งประเภท[แก้]

กระจุกดาวเปิดมีหลายรูปแบบตั้งแต่แบบที่กระจัดกระจายกันอย่างมากโดยมีสมาชิกในกลุ่มเพียงไม่กี่ดวง จนถึงแบบที่เกาะกลุ่มกันพร้อมกับดาวฤกษ์นับพันดวง โดยทั่วไปลักษณะของกระจุกดาวเปิดจะมีใจกลางที่หนาแน่นเป็นเอกเทศ ล้อมรอบด้วย "โคโรนา" จางๆ จากสมาชิกอื่นๆ ในกระจุก แกนกลางมักมีขนาดตามแนวขวางประมาณ 3-4 ปีแสง โดยที่โคโรนาจะขยายออกไปจากจุดศูนย์กลางอีกประมาณ 20 ปีแสง ความหนาแน่นของดาวฤกษ์ในบริเวณใจกลางกระจุกโดยส่วนใหญ่อยู่ที่ 1.5 ดวงต่อลูกบาศก์ปีแสง (เปรียบเทียบกับความหนาแน่นของดาวฤกษ์อื่นๆ ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ของเรามีค่าประมาณ 0.003 ดวงต่อลูกบาศก์ปีแสง) [9]

การจัดประเภทของกระจุกดาวเปิดนิยมใช้แบบแผนที่คิดค้นขึ้นโดยโรเบิร์ต ทรัมเพลอร์ เมื่อปี ค.ศ. 1930 แบบแผนของทรัมเพลอร์จะกำหนดรหัสบรรยายคุณลักษณะของกระจุกดาวอยู่ 3 ส่วน โดยใช้เลขโรมันตั้งแต่ I ถึง IV ในการอธิบายการรวมกลุ่มหรือการกระจายตัวจากสนามดาวฤกษ์โดยรอบ (คือจากการรวมตัวแบบเข้มไปยังแบบอ่อน) ใช้เลขอารบิกตั้งแต่ 1 ถึง 3 ในการอธิบายช่วงความสว่างของสมาชิกในกระจุก (ตั้งแต่ช่วงแคบไปถึงช่วงกว้าง) และใช้อักษร p, m หรือ r ในการอธิบายว่ากระจุกดาวนั้นมีจำนวนดาวฤกษ์น้อย (poor) ปานกลาง (medium) หรือเยอะ (rich) นอกจากนี้มีอักษร n สำหรับแนบท้ายกรณีที่กระจุกดาวนั้นอยู่ในบริเวณของเนบิวลา[10]

ดังนั้น ตามแบบแผนของทรัมเพลอร์ กระจุกดาวลูกไก่จึงถูกจัดประเภทด้วยรหัสว่า I3rn คือมีการรวมกลุ่มอย่างเข้มมาก มีดาวฤกษ์เป็นสมาชิกอยู่เยอะและอยู่ในย่านเนบิวลา ส่วนกระจุกดาวไฮยาดีสที่อยู่ใกล้ๆ กันจัดประเภทเป็น II3m เพราะมีการกระจายตัวมากกว่าและมีสมาชิกดาวฤกษ์น้อยกว่า

จำนวนและการกระจายตัว[แก้]

NGC 346 กระจุกดาวเปิดในเมฆแมเจลแลนเล็ก

ในดาราจักรของเรามีกระจุกดาวเปิดที่เป็นที่รู้จักแล้วมากกว่า 1,000 แห่ง แต่จำนวนที่แท้จริงอาจมากกว่านั้นนับเป็นสิบเท่าก็ได้[11] ในดาราจักรชนิดก้นหอยจะสามารถพบกระจุกดาวเปิดได้เสมอในแขนกังหันของดาราจักร อันเป็นที่ซึ่งมีความหนาแน่นของแก๊สสูงที่สุดและมักเป็นแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์ใหม่จำนวนมาก ครั้นเมื่อดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นแล้วก็จะกระจายแยกกันออกไปก่อนจะทันเคลื่อนที่ไปตามแขนกังหัน กระจุกดาวเปิดที่ค่อนข้างรวมกลุ่มกันใกล้ชิดมักจะอยู่ใกล้กับระนาบของดาราจักร สำหรับดาราจักรของเราระนาบนี้มีความสูงประมาณ 180 ปีแสง เปรียบเทียบกับรัศมีของดาราจักรซึ่งมีค่าประมาณ 100,000 ปีแสง[12]

สำหรับในดาราจักรไร้รูปแบบจะสามารถพบกระจุกดาวเปิดได้ตลอดทั่วไป โดยที่การรวมกลุ่มภายในกระจุกดาวจะสูงที่สุดในบริเวณที่มีความหนาแน่นของแก๊สมากที่สุด เราไม่พบกระจุกดาวเปิดในดาราจักรชนิดรี เพราะการก่อตัวของดาวฤกษ์ในดาราจักรชนิดนี้เกิดขึ้นเป็นเวลาหลายล้านปีมาแล้ว ดังนั้นกระจุกดาวเปิดใดที่เคยมีอยู่ก็ได้กระจัดกระจายไปจนหมดแล้ว

การกระจายตัวของกระจุกดาวเปิดในดาราจักรของเราขึ้นอยู่กับอายุของมัน กระจุกดาวเปิดที่มีอายุมากจะค่อนข้างพบได้ที่ระยะห่างจากใจกลางดาราจักรค่อนข้างมาก ยิ่งใกล้ใจกลางดาราจักรมาก แรงดึงดูดระหว่างดาวก็ยิ่งแรง ทำให้อัตราการกระจายตัวของกระจุกดาวเพิ่มมากขึ้น เช่นเดียวกับเมฆโมเลกุลยักษ์ที่เป็นสาเหตุการกระจายตัวของกระจุกดาวก็มีความเข้มข้นในย่านในของดาราจักรสูงกว่า ดังนั้นกระจุกดาวที่อยู่ในย่านในของดาราจักรจึงมีแนวโน้มที่จะกระจายตัวออกไปมากนับแต่ยังมีอายุน้อยๆ ไม่เหมือนกับกระจุกดาวที่อยู่ในย่านนอก[13]

องค์ประกอบ[แก้]

กระจุกดาวอายุเพียงไม่กี่ล้านปี (มุมขวาล่าง) ส่องแสงระยิบระยับอยู่ในเนบิวลาบึ้งในเมฆแมเจลแลนใหญ่

ดังที่ทราบแล้วว่า ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเปิดมักกระจายตัวกันออกไปก่อนที่มันจะถึงจุดสิ้นอายุขัย ดังนั้นแสงจากกระจุกดาวเปิดจึงมักเกิดจากดาวฤกษ์สีน้ำเงินความร้อนสูงที่มีอายุเยาว์ ดวงดาวเหล่านี้มีมวลมาก และมีอายุน้อยที่สุดเพียงไม่กี่สิบล้านปีเท่านั้น กระจุกดาวเปิดที่มีอายุมากจะให้แสงค่อนไปทางเหลืองมากกว่า

กระจุกดาวเปิดบางแห่งอาจมีสมาชิกเป็นดาวฤกษ์สีน้ำเงินที่อายุน้อยกว่าดวงอื่นๆ ในกระจุก เราอาจพบดาวฤกษ์สีน้ำเงินเหล่านี้ในย่านใจกลางที่หนาแน่นของกระจุกดาวทรงกลมได้ด้วยเช่นกัน การที่มันอยู่ในย่านใจกลางจึงเชื่อว่ามันน่าจะเกิดขึ้นจากการสลายตัวของดาวฤกษ์อื่น ทำให้เกิดเป็นดาวฤกษ์ดวงใหม่ที่มีมวลและความร้อนสูงกว่าเดิม อย่างไรก็ดี ความหนาแน่นของดวงดาวในกระจุกดาวเปิดนั้นน้อยกว่าในกระจุกดาวทรงกลม การแตกสลายของดาวฤกษ์จึงไม่อาจเป็นคำอธิบายที่สมเหตุสมผลสำหรับกรณีนี้ แต่สันนิษฐานว่ามันอาจเกิดจากปฏิกิริยาระหว่างดาวนั่นเองและทำให้ระบบดาวคู่ที่มีอยู่รวมตัวกันเข้ากลายเป็นดาวดวงเดียว[14]

สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลปานกลางจนถึงค่อนข้างน้อย หลังจากที่ใช้ไฮโดรเจนหมดไปในปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นแล้ว รอบนอกของดาวฤกษ์เหล่านี้จะแปลงไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แล้วจึงค่อยๆ เปลี่ยนไปเป็นดาวแคระขาว แต่แม้ว่ากระจุกดาวส่วนใหญ่จะกระจัดกระจายตัวออกไปก่อนที่สมาชิกส่วนใหญ่จะแปรสภาพไปเป็นดาวแคระขาว ทว่าจำนวนของดาวแคระขาวที่พบในกระจุกดาวเปิดกลับต่ำกว่าที่คาดเมื่อดูจากอายุของกระจุกดาวและการคาดการณ์การกระจายตัวของมวลดาวฤกษ์ในตอนเริ่มต้น คำอธิบายหนึ่งที่เป็นไปได้คือ เมื่อดาวยักษ์แดงแปรขอบเขตชั้นนอกของตนไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แล้ว ก็เกิดความไม่สมมาตรขึ้นเนื่องจากการสูญเสียมวล ทำให้ดาวดวงนั้นถูก "เตะ" ด้วยความเร็วหลายกิโลเมตรต่อวินาที ซึ่งมากพอจะผลักดาวดวงนั้นออกไปจากกระจุกดาวได้[15]

การสิ้นสุด[แก้]

NGC 604 ในดาราจักรไทรแองกูลัม กระจุกดาวเปิดที่มีมวลหนาแน่นแห่งหนึ่ง ล้อมรอบด้วยย่านเอช 2

กระจุกดาวเปิดจำนวนมากมีลักษณะไม่เสถียรอยู่แล้วตามธรรมชาติ โดยที่มีมวลน้อยๆ จำนวนหนึ่งมีความเร็วหนีออกจากระบบที่ต่ำกว่าความเร็วเฉลี่ยของดาวในกระจุก กระจุกดาวเหล่านี้มีแนวโน้มจะแตกกระจายออกไปในเวลาเพียงไม่กี่ล้านปี โดยมากแถบแก๊สจากกระจุกดาวซึ่งเกิดจากแรงดันการแผ่รังสีของดาวฤกษ์อายุเยาว์ความร้อนสูงจะแผ่กระจายหนีออกไปทำให้มวลของกระจุกดาวลดน้อยลงจนทำให้เกิดการกระจายตัวได้อย่างรวดเร็ว

กระจุกดาวที่มีมวลมากพอจะเกิดแรงโน้มถ่วงของตนขึ้นดึงดูดกันและกันขณะที่เนบิวลารอบๆ กำลังกลายเป็นไอ จะสามารถดำรงสภาพอยู่ได้เป็นเวลาหลายสิบล้านปี แต่ตลอดเวลาที่ผ่านไปกระบวนการทั้งภายในและภายนอกก็ยังคงพยายามทำให้มันกระจายตัวออก สำหรับกระบวนการภายใน การที่สมาชิกในกระจุกดาวประจันหน้ากันมักทำให้ความเร็วของสมาชิกนั้นเพิ่มขึ้นจนสูงเกินกว่าความเร็วหนีจากกระจุกดาว ซึ่งส่งผลให้ "การแตกกระจาย" ของดาวสมาชิกอื่นในกระจุกค่อยๆ ลดลง

ด้านกระบวนการภายนอก ทุกๆ ช่วงครึ่งพันล้านปีกระจุกดาวเปิดมีแนวโน้มจะถูกรบกวนจากปัจจัยนอกระบบ เช่นการผ่านเข้าใกล้หรือผ่านทะลุเข้าไปในเมฆโมเลกุล แรงดึงดูดระหว่างมวลทำให้เกิดความปั่นป่วนขึ้นภายในกระจุกดาว ผลที่เกิดคือกระจุกดาวจะกลายเป็นธารดาวฤกษ์ ซึ่งดาวสมาชิกไม่อยู่ใกล้กันมากพอจะเป็นกระจุกดาว แต่ยังมีความเกี่ยวเนื่องกัน เคลื่อนที่ไปในทิศทางเดียวกันด้วยความเร็วพอๆ กัน ระยะเวลาที่กระจุกดาวถูกทำให้ปั่นป่วนนี้ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นดาวฤกษ์ในช่วงเริ่มต้น ยิ่งกระจุกดาวมีความหนาแน่นมากก็จะใช้เวลานานมากกว่า ประมาณค่าครึ่งชีวิตของกระจุกดาว คือจำนวนสมาชิกนับแต่เริ่มต้นครึ่งหนึ่งแตกกระจายหรือสลายไป อยู่ในราว 150-800 ล้านปีขึ้นกับความหนาแน่นเริ่มต้นของกระจุกดาวนั้น[16]

หลังจากที่กระจุกดาวสูญเสียแรงดึงดูดระหว่างกันไปแล้ว ดาวสมาชิกจำนวนมากอาจยังคงเคลื่อนที่ผ่านห้วงอวกาศไปด้วยวิถีเดียวกันอยู่ ซึ่งเราเรียกลักษณะเช่นนี้ว่า ชุมนุมดาว หรือ กระจุกดาวเคลื่อนที่ หรือ กลุ่มเคลื่อนที่ ดาวสุกสว่างหลายดวงที่บริเวณ "ก้านกระบวย" ของกลุ่มดาวหมีใหญ่เป็นสมาชิกดั้งเดิมของกระจุกดาวเปิดแห่งหนึ่งซึ่งปัจจุบันรวมตัวกันอยู่อย่างหลวมๆ เป็นชุมนุม ในกรณีนี้กลุ่มดาวหมีใหญ่เองก็เป็น "กลุ่มเคลื่อนที่" เมื่อเวลาผ่านไปความเร็วสัมพันธ์ของดาวสมาชิกจะค่อยๆ แตกต่างกันมากขึ้น ทำให้เห็นดาวเหล่านี้แยกกระจัดกระจายออกห่างจากกันไปในดาราจักร โครงสร้างกระจุกดาวที่กว้างขึ้นไปจะเรียกว่าเป็น "ธาร" ซึ่งสันนิษฐานได้จากดาวฤกษ์ที่ไม่มีความเกี่ยวพันกันแต่กลับมีความเร็วและอายุใกล้เคียงกัน

การศึกษาวิวัฒนาการของดาว[แก้]

การพล็อตกระจุกดาวสองแห่งบนไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ กระจุกดาว NGC 188 มีอายุมากกว่า จะมีจุดหักเหออกจากแถบลำดับหลักต่ำกว่า M67

เมื่อนำกระจุกดาวเปิดมาพล็อตบนไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ จะพบว่าดาวส่วนใหญ่จะอยู่บนแถบลำดับหลัก ดาวที่มีมวลมากที่สุดจะเริ่มเคลื่อนออกจากแถบลำดับหลักและกลายไปเป็นดาวยักษ์แดง ตำแหน่งการหันเหออกจากแถบลำดับหลักสามารถนำมาใช้ประเมินอายุของกระจุกดาวได้

เนื่องจากดาวฤกษ์ในกระจุกดาวหนึ่งๆ มักมีระยะห่างจากโลกค่อนข้างใกล้เคียงกันและมีอายุพอๆ กัน มีกำเนิดมาจากต้นกำเนิดแหล่งเดียวกัน ความแตกต่างของระดับความสว่างปรากฏระหว่างสมาชิกกระจุกดาวเหล่านั้นจึงมีเหตุมาจากมวลที่แตกต่างกันเท่านั้น ข้อเท็จจริงนี้ทำให้กระจุกดาวเปิดมีประโยชน์อย่างมากในการศึกษาวิวัฒนาการของดวงดาว เพราะการเปรียบเทียบดาวดวงหนึ่งกับดาวอีกดวงหนึ่งในกระจุกดาวเดียวกัน ค่าตัวแปรส่วนใหญ่ที่อาจแตกต่างกันนั้นก็เป็นค่าคงตัวแล้ว

การศึกษาเกี่ยวกับลิเธียมและเบอริลเลียมที่มีอยู่อย่างมากมายมหาศาลในดาวต่างๆ ของกระจุกดาวเปิดเป็นกุญแจสำคัญที่ทำให้เราเข้าใจวิวัฒนาการของดาวและโครงสร้างภายในของมันได้เป็นอย่างดี โดยที่นิวเคลียสไฮโดรเจนไม่อาจกลายไปเป็นฮีเลียมได้จนกว่าอุณหภูมิจะสูงถึง 10 ล้านเคลวิน ลิเธียมกับเบอริลเลียมจะแตกตัวที่อุณหภูมิเพียง 2.5 ล้านเคลวินและ 3.5 ล้านเคลวินตามลำดับ หมายความว่าปริมาณแก๊สทั้งสองชนิดนี้จะมีมากหรือน้อยขึ้นอยู่กับปริมาณของส่วนผสมและปัจจัยต่างๆ ที่ล้อมรอบดาวนั้นๆ เมื่อเราศึกษาปริมาณแก๊สของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเปิดเดียวกัน ตัวแปรอื่นๆ เช่นอายุของดาวและองค์ประกอบทางเคมีก็จะมีค่าเท่ากัน

ผลการศึกษาพบว่าปริมาณองค์ประกอบเบาเหล่านี้มีอยู่น้อยกว่าที่คาดการณ์ไว้ในแบบจำลองวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ซึ่งยังไม่อาจเข้าใจว่าเหตุใดจึงเป็นเช่นนั้น เหตุผลหนึ่งที่เป็นไปได้คือ การพาความร้อนในบรรยากาศของดาวฤกษ์อาจสูงเกินคาดไปในย่านที่รังสีมีอิทธิพลสูงกว่าการเคลื่อนของพลังงานตามปกติ[17]

กระจุกดาวเปิด กับบันไดระยะห่างของจักรวาล[แก้]

กระจุกดาวเป็ดป่า (M11) เป็นกระจุกดาวที่มีดาวสมาชิกจำนวนมาก อยู่ใกล้ศูนย์กลางของทางช้างเผือก

การสามารถระบุระยะห่างระหว่างวัตถุทางดาราศาสตร์มีความสำคัญในการทำความเข้าใจวิวัฒนาการของมัน ทว่าวัตถุเหล่านี้อยู่ห่างกันมากจนการระบุตำแหน่งและระยะห่างโดยตรงไม่สามารถทำได้ การคำนวณระยะห่างในทางดาราศาสตร์จึงอาศัยวิธีการทางอ้อมหรือบางครั้งก็อาศัยการวัดความสัมพันธ์กับวัตถุอื่นใกล้เคียงที่สามารถตรวจวัดระยะห่างได้ การวัดระยะห่างของกระจุกดาวเปิดต้องใช้วิธีการโดยอ้อมเหล่านี้

การวัดระยะห่างของกระจุกดาวเปิดที่ใกล้ที่สุดสามารถทำได้สองวิธี วิธีแรกคือการวัดค่าพารัลแลกซ์ของดาว (เป็นการวัดความเปลี่ยนแปลงของตำแหน่งปรากฏเมื่อผ่านช่วงเวลาหนึ่งปี เมื่อโลกเคลื่อนที่จากตำแหน่งเดิมไปรอบดวงอาทิตย์ครบหนึ่งรอบ) วิธีนี้ใช้ได้กับกระจุกดาวเปิดที่อยู่ใกล้ๆ เช่นเดียวกับการวัดระยะห่างของดาวฤกษ์เดี่ยวโดยทั่วไป กระจุกดาวบางแห่งเช่นกระจุกดาวลูกไก่ กระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัว ซึ่งอยู่ในระยะ 500 ปีแสง เป็นระยะที่ใกล้พอจะใช้วิธีการเช่นนี้ได้ ผลที่ได้จากการตรวจวัดของดาวเทียมฮิปปาร์คอส (Hipparcos) มีความแม่นยำดีพอควรสำหรับกระจุกดาวหลายๆ แห่ง[18]

วิธีวัดระยะห่างอีกวิธีหนึ่งเรียกว่า กระบวนการกระจุกดาวเคลื่อนที่ โดยอาศัยหลักการที่ว่า ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวมีลักษณะการเคลื่อนที่ผ่านอวกาศที่เป็นอันหนึ่งอันเดียวกัน การวัดการเคลื่อนที่เฉพาะของสมาชิกในกระจุกดาวและตรวจสอบตำแหน่งปรากฏของมันบนท้องฟ้าจะทำให้ทราบถึงจุดที่เส้นทางบรรจบกัน เราสามารถคำนวณความเร็วเชิงรัศมี ของสมาชิกในกระจุกดาวได้จากการตรวจวัดการเคลื่อนของดอปเปลอร์ผ่านสเปกตรัมของดาว เมื่อทราบทั้งความเร็วเชิงรัศมี การเคลื่อนที่เฉพาะ และระยะห่างเชิงมุมของกระจุกดาวไปยังจุดบรรจบของมันแล้ว ก็สามารถใช้ตรีโกณมิติคำนวณระยะห่างของกระจุกดาวได้ กระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัวเป็นที่รู้จักดีสำหรับการคำนวณระยะห่างด้วยวิธีนี้ ซึ่งได้ผลออกมาว่ามันอยู่ห่างออกไป 46.3 พาร์เซก[19]

เมื่อสามารถคำนวณระยะห่างของกระจุกดาวใกล้เคียงเราได้แล้ว เราสามารถใช้เทคนิคเดียวกันนี้กับการคำนวณหาระยะห่างของกระจุกดาวอื่นที่ไกลออกไปอีก โดยการจับคู่กระจุกดาวบนแถบลำดับหลักในไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ระหว่างกระจุกดาวที่ทราบระยะห่างแล้วกับกระจุกดาวที่อยู่ไกลออกไป แล้วประเมินระยะห่างระหว่างกระจุกดาวทั้งสอง กระจุกดาวเปิดที่อยู่ใกล้เราที่สุดคือกระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัวหรือกระจุกดาวไฮยาดีส ขณะที่ชุมนุมดาวที่ประกอบด้วยดาวส่วนใหญ่ในกลุ่มเคลื่อนที่หมีใหญ่มีระยะห่างประมาณครึ่งหนึ่งของระยะห่างของไฮยาดีส แต่ชุมนุมดาวไม่เหมือนกับกระจุกดาวเปิดเพราะดาวฤกษ์ในกลุ่มไม่ได้มีแรงดึงดูดเชื่อมโยงระหว่างกัน กระจุกดาวเปิดที่ไกลที่สุดเท่าที่รู้จักในดาราจักรของเราคือกระจุกดาว Berkeley 29 อยู่ห่างออกไปประมาณ 15,000 พาร์เซก[20] นอกจากนี้ยังสามารถตรวจพบกระจุกดาวเปิดได้ง่ายในดาราจักรอื่นๆ ในกลุ่มท้องถิ่นของเราด้วย

ศาสตร์ในการประเมินระยะห่างของกระจุกดาวเปิดมีความสำคัญอย่างยิ่งในการปรับแต่งค่าโดยละเอียดของความสัมพันธ์ระหว่างช่วงเวลากับความส่องสว่างสำหรับดาวแปรแสง เช่นดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิดและชนิดอาร์อาร์ไลรา ซึ่งจะทำให้สามารถใช้ดาวเหล่านี้เป็นเทียนมาตรฐานได้ เราสามารถมองเห็นดาวส่องสว่างเหล่านี้จากระยะที่ไกลมากๆ และสามารถใช้เพื่อตรวจสอบวัตถุที่อยู่ไกลออกไปอีกในดาราจักรอื่นซึ่งอยู่ในกลุ่มท้องถิ่นของเราได้

อ้างอิง[แก้]

  1. Michell J. (1767) , An Inquiry into the probable Parallax, and Magnitude, of the Fixed Stars, from the Quantity of Light which they afford us, and the particular Circumstances of their Situation, Philosophical Transactions, v. 57, p. 234–264
  2. Mathieu, R. D. (1994). "Pre-Main-Sequence Binary Stars". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 32: 465–530. doi:10.1146/annurev.aa.32.090194.002341.
  3. Boss A.P. (1998) , The Jeans Mass Constraint and the Fragmentation of Molecular Cloud Cores, Astrophysical Journal Letters v.501, p.L77
  4. 4.0 4.1 Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. (1991) , Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 249, p. 76–83
  5. Kroupa P., Aarseth S.J., Hurley J. (2001) , "The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 321, 699-712 preprint
  6. Kroupa P. (2005) , "The Fundamental Building Blocks of Galaxies", in Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia" (ESA SP-576). Held at the Observatoire de Paris-Meudon, 4-7 October 2004. Editors: C. Turon, K.S. O'Flaherty, M.A.C. Perryman, p.629 preprint
  7. Eggen O. J. (1960) , Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 120, p.540
  8. Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt H. C. (1995) , Probable binary open star clusters in the Galaxy, Astronomy and Astrophysics, v.302, p.86
  9. Nilakshi S.R., Pandey A.K., Mohan V. (2002) , A study of spatial structure of galactic open star clusters, Astronomy and Astrophysics, v. 383, p. 153–162
  10. Trumpler R.J. (1930) , Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters, Lick Observatory bulletin no. 420, Berkeley : University of California Press, p. 154–188
  11. Dias W.S., Alessi B.S., Moitinho A., Lépine J.R.D. (2002) , New catalogue of optically visible open clusters and candidates, Astronomy and Astrophysics, v. 389, p. 871–873
  12. Janes K.A., Phelps R.L. (1980) , The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk, The Astronomical Journal, v. 108, p. 1773–1785
  13. van den Bergh S., McClure R.D. (1980) , Galactic distribution of the oldest open clusters, Astronomy & Astrophysics, v.88, p.360
  14. Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D. (2003) , Formation of Blue Stragglers in Open Clusters, American Astronomical Society Meeting 203
  15. Fellhauer M., Lin D.N.C., Bolte M., Aarseth S.J., Williams K.A. (2003) , The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes, The Astrophysical Journal, v. 595, pp. L53-L56
  16. de La Fuente M.R. (1998) , Dynamical Evolution of Open Star Clusters, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 110, pp. 1117–1117
  17. VandenBerg, D.A., Stetson P.B. (2004) , On the Old Open Clusters M67 and NGC 188: Convective Core Overshooting, Color-Temperature Relations, Distances, and Ages, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 116, pp. 997–1011
  18. Brown A.G.A. (2001) , Open clusters and OB associations: a review, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, v. 11, p89–96
  19. Hanson R.B. (1975) , A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster, Astronomical Journal, v. 80, p. 379–401
  20. Bragaglia A., Held E.V., Tosi M. (2005) , Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29, Astronomy and Astrophysics, v. 429, p. 881–886

หนังสืออ่านเพิ่มเติม[แก้]

  • W.J. Kaufmann (1994). Universe. W H Freeman. ISBN 0-7167-2379-4. 
  • E.V.P. Smith, K.C. Jacobs, M. Zeilik, S.A. Gregory (1997). Introductory Astronomy and Astrophysics. Thomson Learning. ISBN 0-03-006228-4. 

แหล่งข้อมูลอื่น[แก้]