Votyaks คืออุดมูร์ต ชาวอุดมูร์ต: วัฒนธรรม ประเพณี และประเพณี

สำรวจ กระจุกดาวจักรวาล: คำอธิบาย การจำแนก ประเภทกระจัดกระจายและทรงกลมพร้อมภาพถ่ายและวิดีโอ รายชื่อกระจุก อายุ แค็ตตาล็อกเมสสิเออร์ การทำลายล้าง

– กลุ่มดาวด้วย ต้นกำเนิดทั่วไปและการเชื่อมต่อแรงโน้มถ่วง เวลาที่แน่นอน- นี้ เครื่องมือที่มีประโยชน์สำหรับนักดาราศาสตร์ เพราะพวกเขาช่วยศึกษาและจำลองวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ กระจุกดาวมีสองประเภทหลัก: กระจุกดาวเปิด (เปิด) และกระจุกดาวทรงกลม เรียนรู้เพิ่มเติมเกี่ยวกับกระจุกดาวของกาแลคซีในวิดีโอที่น่าสนใจ

นักดาราศาสตร์ Alexey Rastorguev เกี่ยวกับบทบาทของแรงโน้มถ่วงในจักรวาล กระจุกดาวเปิดและทรงกลม และการศึกษาประวัติศาสตร์ของกาแลคซี:

ประเภทของกระจุกดาว

ที่เรียกว่าเพราะดาวแต่ละดวงสามารถแก้ไขได้ง่าย ตัวอย่างเช่น กระจุกดาวลูกไก่และดาวไฮด์อยู่ใกล้กันมากจนสามารถมองเห็นดาวฤกษ์แต่ละดวงได้ด้วยตาเปล่าโดยไม่มีปัญหาใดๆ บางครั้งเรียกว่ากระจุกดาราจักรเนื่องจากอยู่ในแขนกังหันที่เต็มไปด้วยฝุ่น ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเปิดมีต้นกำเนิดร่วมกัน (ก่อตัวจากเมฆโมเลกุลเริ่มต้นเดียวกัน) โดยทั่วไปกระจุกดาวจะมีดาวหลายร้อยดวง (สามารถไปถึงหลายพันดวงได้)

ดาวฤกษ์ถูกดึงดูดด้วยแรงโน้มถ่วง แต่ก็ค่อนข้างอ่อน กระจุกดาวหมุนรอบดาราจักรและในระยะสุดท้ายก็สลายไปเนื่องจากการสัมผัสกับแรงโน้มถ่วงกับวัตถุที่มีกำลังมากกว่า เชื่อกันว่าดวงอาทิตย์ปรากฏในกระจุกดาวเปิดซึ่งปัจจุบันไม่มีอยู่แล้ว ดังนั้นสิ่งเหล่านี้จึงเป็นวัตถุอายุน้อยอยู่เสมอ เนบิวลายังคงมองเห็นได้ในกลุ่มดาวลูกไก่ ซึ่งบ่งบอกถึงการก่อตัวเมื่อเร็วๆ นี้

กระจุกดาวเปิดเต็มไปด้วยดาวประชากร I ซึ่งเป็นดาวอายุน้อยและมีความเป็นโลหะในระดับสูง ความกว้างมีตั้งแต่ 2 ถึง 20 พาร์เซก

กระจุกดาวเปิดในแค็ตตาล็อกเมสสิเยร์

กระจุกดาวเปิดที่มีชื่อเสียงอื่นๆ

กระจุกทรงกลมกาแลคซีประกอบด้วยดาวฤกษ์สองสามพันถึงหนึ่งล้านดวงที่อยู่ในระบบแรงโน้มถ่วงทรงกลม พวกมันอยู่ในรัศมีและเป็นตัวแทนของดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุด - ประชากร II (พัฒนาแล้ว แต่มีความเป็นโลหะต่ำ) กระจุกดาวเหล่านี้มีอายุมากจนดาวใดๆ (เหนือชั้น G หรือ F) ได้ข้ามลำดับหลักไปแล้ว กระจุกดาวทรงกลมมีฝุ่นและก๊าซเพียงเล็กน้อยเนื่องจากไม่มีดาวฤกษ์ใหม่ๆ ก่อตัวที่นั่น ความหนาแน่นในบริเวณภายในนั้นสูงกว่าบริเวณใกล้ดวงอาทิตย์มาก

ในกระจุกดาวทรงกลม ดาวฤกษ์ก็มีจุดกำเนิดร่วมกันเช่นกัน แต่ประเภทนี้ยึดวัตถุไว้แน่นด้วยแรงโน้มถ่วง (ดาวไม่กระจาย) มีกระจุกดาวทรงกลมประมาณ 200 กระจุกดาวในทางช้างเผือก ในหมู่พวกเขาเราสามารถจำ 47 Tucanas, M4 และ Omega Centauri ได้ แม้ว่าจะมีข้อเสนอแนะว่าอาจเป็นดาราจักรทรงกลมแคระก็ตาม

กระจุกทรงกลม

นักดาราศาสตร์ Vladimir Surdin เกี่ยวกับประเภทของกระจุกดาว นิวเคลียสของกาแลคซี และสิ่งมีชีวิตบนดาวเคราะห์ของกระจุกดาวทรงกลม:

กระจุกดาวทรงกลมในบัญชีรายชื่อเมสสิเยร์

กระจุกดาวทรงกลมอื่นๆ ที่มีชื่อเสียง

อายุของกระจุกดาว

กระจุกดาวมีคุณค่าอย่างเหลือเชื่อสำหรับนักดาราศาสตร์เพราะสามารถใช้เพื่อกำหนดอายุของดาวฤกษ์และติดตามวิวัฒนาการของมันได้

ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเปิดมีต้นกำเนิดเพียงจุดเดียว ดังนั้นระดับความเป็นโลหะของพวกมันจึงมาบรรจบกัน ซึ่งหมายความว่าสมาชิกทั้งหมดจะผ่านช่วงวิวัฒนาการเดียวกัน นอกจากนี้ยังอยู่ในระยะห่างเดียวกันซึ่งทำให้คุณสามารถแสดงค่าสัมบูรณ์ได้ หากคุณเห็นดาวสว่างที่โดดเด่น พวกมันจะสว่างกว่าเพื่อนบ้านที่จางกว่ามาก

ด้วยข้อมูลนี้ นักวิทยาศาสตร์จึงสร้างไดอะแกรมดิจิทัลสำหรับกระจุกดาว พวกเขาแสดงค่าที่ชัดเจนของ V บน แกนแนวตั้งสัมพันธ์กับดัชนีดิจิทัล B – V ในแนวนอน การใช้สเปกโตรกราฟีพารัลแลกซ์ ทำให้สามารถปรับเทียบไดอะแกรมเพื่อให้ได้ค่าสัมบูรณ์ได้

ถ้าเราสร้างไดอะแกรมให้พวกเขา เราจะได้กราฟด้านล่าง เนื่องจากอยู่ห่างจากระยะทางที่แตกต่างกัน จึงถูกปรับเทียบเป็นค่าสัมบูรณ์

สเกลใหม่จะปรากฏให้เห็นบนแกนแนวตั้งด้านขวา “ปี” คืออายุของกลุ่ม คู่รักในเรื่อง Perseus ยังเด็กมากขนาดนั้น ที่สุดดวงดาวอยู่ในขั้นลำดับหลัก ดาวลูกไก่มีอายุมากกว่าเล็กน้อยและไม่มีดาวเหนือดัชนีสี 0 (ระดับสเปกตรัม A0) วัตถุขนาดใหญ่จำนวนมากได้ก้าวข้ามไปยังกิ่งก้านขนาดยักษ์แล้ว M67 ไม่มีดาวที่ร้อนกว่าดัชนีสี 0.4 มูลค่าสูงสุดมีจุดเปลี่ยนในแผนภาพที่คลัสเตอร์ปิดลำดับหลัก ยิ่งลำดับหลักต่ำ คลัสเตอร์ก็จะยิ่งเก่า

โดยทั่วไปทรงกลมจะมีอายุมากกว่าแบบเปิด ดังนั้นขนาดสีในแผนภาพจึงแสดงดาวฤกษ์ที่พัฒนาแล้วมากกว่า พวกมันยังปราศจากวัตถุที่มีมวลมากอีกด้วย จุดนี้แสดงไว้ด้านล่างโดยใช้ตัวอย่าง M55

กลุ่มดาวฤกษ์ร้อนในแถบลำดับหลักเหนือจุดปิดสามารถมองเห็นได้ที่นี่ พวกเขาถูกเรียกว่าพวกพลัดหลงสีน้ำเงิน นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่าเนื่องจากกระจุกดาวทรงกลมมีความหนาแน่นสูง จึงทำให้กระจุกดาวทรงกลมบางดวงสามารถรวมตัวกันได้ มวลรวมทำให้ดาวฤกษ์ร้อนและสว่างกว่ามวลดาวฤกษ์หลัก กระจุกดาวไม่ใช่โครงสร้างนิรันดร์และถูกทำลายไป เรียนรู้กระบวนการนี้ในวิดีโอ ใช้แผนที่ดาวออนไลน์เพื่อค้นหากระจุกดาวด้วยตัวเอง หากคุณไม่สามารถซื้อกล้องโทรทรรศน์ได้ ให้ไปที่หน้าของเราพร้อมกับแบบจำลองเสมือนจริงของกาแล็กซีทางช้างเผือก หรือดูภาพถ่ายจากรายการกระจุกดาว

การล่มสลายของกระจุกดาว

นักดาราศาสตร์ Alexey Rastorguev เกี่ยวกับพลวัตของดวงดาว อายุขัยของกระจุกดาว และศักยภาพความโน้มถ่วงของดาราจักรของเรา

เห็นได้ชัดว่าดาวฤกษ์เกือบทั้งหมดเกิดเป็นกลุ่มมากกว่าที่จะเกิดเป็นดวงเดี่ยว ดังนั้นจึงไม่น่าแปลกใจที่กระจุกดาวจะเป็นสิ่งที่พบเห็นได้ทั่วไป นักดาราศาสตร์ชอบศึกษากระจุกดาวเพราะพวกเขารู้ว่าดาวฤกษ์ทุกดวงในกระจุกดาวก่อตัวในเวลาเดียวกันและอยู่ห่างจากเราเท่ากัน ความแตกต่างที่เห็นได้ชัดเจนระหว่างดาวฤกษ์ดังกล่าวถือเป็นความแตกต่างที่แท้จริง ไม่ว่าการเปลี่ยนแปลงครั้งใหญ่ใดก็ตามที่ดาวเหล่านี้เกิดขึ้นเมื่อเวลาผ่านไป พวกมันทั้งหมดเริ่มต้นในเวลาเดียวกัน มีประโยชน์อย่างยิ่งในการศึกษากระจุกดาวจากมุมมองของการพึ่งพาคุณสมบัติของพวกมันต่อมวล - อย่างไรก็ตามอายุของดาวฤกษ์เหล่านี้และระยะห่างจากโลกนั้นใกล้เคียงกันดังนั้นจึงแตกต่างกันเฉพาะในกระจุกดาวเท่านั้น มวล.

กระจุกดาวมีความน่าสนใจไม่เพียงแต่สำหรับการศึกษาทางวิทยาศาสตร์เท่านั้น แต่ยังเป็นวัตถุที่สวยงามเป็นพิเศษสำหรับการถ่ายภาพและการสังเกตของนักดาราศาสตร์สมัครเล่น กระจุกดาวมีสองประเภท: เปิดและทรงกลม ชื่อเหล่านี้เกี่ยวข้องกับรูปลักษณ์ภายนอก ในกระจุกดาวเปิด ดาวแต่ละดวงจะมองเห็นแยกจากกัน โดยกระจายไม่มากก็น้อยเท่าๆ กันบนท้องฟ้าบางส่วน ในทางกลับกัน กระจุกดาวทรงกลมมีลักษณะเหมือนทรงกลมที่อัดแน่นไปด้วยดาวฤกษ์ ซึ่งในใจกลางดาวฤกษ์แต่ละดวงแยกไม่ออก

กระจุกดาวเปิด

กระจุกดาวเปิดที่มีชื่อเสียงที่สุดน่าจะเป็นกระจุกดาวลูกไก่หรือ Seven Sisters ในกลุ่มดาวราศีพฤษภ แม้จะมีชื่อนี้ แต่คนส่วนใหญ่สามารถเห็นดาวได้เพียงหกดวงโดยไม่ต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ จำนวนดาวฤกษ์ทั้งหมดในกระจุกนี้อยู่ระหว่าง 300 ถึง 500 ดวง และทั้งหมดอยู่ในพื้นที่กว้าง 30 ปีแสงและห่างออกไป 400 ปีแสง

กระจุกนี้มีอายุเพียง 50 ล้านปี ซึ่งถือว่ายังอายุน้อยตามมาตรฐานทางดาราศาสตร์ และมีดาวส่องสว่างขนาดใหญ่มากที่ยังไม่กลายเป็นยักษ์ กระจุกดาวลูกไก่เป็นกระจุกดาวเปิดทั่วไป โดยทั่วไป กระจุกดาวดังกล่าวจะมีดาวตั้งแต่หลายร้อยดวงไปจนถึงหลายพันดวง

ในบรรดากระจุกดาวที่ค้นพบนั้นยังมีกระจุกดาวอายุน้อยมากกว่าเก่ามาก และกระจุกดาวที่เก่าแก่ที่สุดนั้นมีอายุไม่เกิน 100 ล้านปีเลยทีเดียว เชื่อกันว่าอัตราที่เกิดขึ้นจะไม่เปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา

ความจริงก็คือว่าในกลุ่มดาวที่มีอายุมากกว่านั้น ดวงดาวจะค่อย ๆ เคลื่อนตัวออกจากกันจนกระทั่งพวกมันปะปนกับกลุ่มดาวหลัก ซึ่งเป็นกลุ่มเดียวกัน ซึ่งมีหลายพันดวงปรากฏต่อหน้าเราในท้องฟ้ายามค่ำคืน แม้ว่าแรงโน้มถ่วงจะยึดกระจุกดาวเปิดไว้ด้วยกันได้ในระดับหนึ่ง แต่ก็ยังค่อนข้างเปราะบาง และแรงโน้มถ่วงของวัตถุอื่น เช่น เมฆระหว่างดวงดาวขนาดใหญ่ ก็สามารถฉีกกระจุกดาวออกเป็นชิ้นๆ ได้

บาง กลุ่มดาวพวกมันถูกรวมเข้าด้วยกันอย่างอ่อนแอมากจนถูกเรียกว่าไม่ใช่กระจุก แต่เป็นกลุ่มดาวฤกษ์ พวกมันมีอายุได้ไม่นานนักและมักประกอบด้วยดาวฤกษ์อายุน้อยมากใกล้กับเมฆระหว่างดาวที่พวกมันกำเนิดขึ้นมา สมาคมดาวฤกษ์ประกอบด้วยดาวฤกษ์ 10 ถึง 100 ดวงที่กระจัดกระจายไปทั่วพื้นที่ขนาดหลายร้อยปีแสง

เมฆที่ก่อตัวดาวฤกษ์กระจุกอยู่ในจานกาแล็กซีของเรา และที่นั่นเป็นที่ซึ่งพบกระจุกดาวเปิด เมื่อคุณพิจารณาว่ามีเมฆจำนวนเท่าใดในทางช้างเผือกและมีฝุ่นจำนวนเท่าใดในอวกาศระหว่างดาว จะเห็นได้ชัดว่ากระจุกดาวเปิด 1,200 กระจุกที่เรารู้จักนั้นเป็นเพียงเศษเสี้ยวของจำนวนทั้งหมดในดาราจักร บางทีจำนวนรวมของพวกเขาอาจถึง 100,000

กระจุกดาวทรงกลม

ตรงกันข้ามกับกระจุกดาวเปิด กระจุกดาวทรงกลมเป็นทรงกลมที่หนาแน่นไปด้วยดาวฤกษ์ ซึ่งมีดาวฤกษ์หลายแสนดวงหรือหลายล้านดวงด้วยซ้ำ ดวงดาวในกระจุกดาวเหล่านี้มีความหนาแน่นมากจนหากดวงอาทิตย์ของเราอยู่ในกระจุกทรงกลม เราก็สามารถเห็นดาวฤกษ์มากกว่าหนึ่งล้านดวงในท้องฟ้ายามค่ำคืนได้ด้วยตาเปล่า ขนาดของกระจุกดาวทรงกลมทั่วไปอยู่ระหว่าง 20 ถึง 400 ปีแสง

ในใจกลางกระจุกดาวที่อัดแน่นหนาแน่น ดาวต่างๆ อยู่ใกล้กันมากจนแรงโน้มถ่วงซึ่งกันและกันจับพวกมันไว้ด้วยกัน ก่อตัวเป็นดาวคู่ขนาดกะทัดรัด

บางครั้งแม้แต่การรวมตัวกันของดาวฤกษ์ก็เกิดขึ้น เมื่อเข้าใกล้ใกล้ ชั้นนอกของดาวอาจพังทลายลง ทำให้แกนกลางมองเห็นได้โดยตรง ดาวคู่นั้นพบได้ทั่วไปในกระจุกดาวทรงกลมมากกว่าที่อื่นถึง 100 เท่า ฝาแฝดเหล่านี้บางส่วนเป็นแหล่งรังสีเอกซ์

รอบๆ กาแล็กซีของเรา เรารู้จักกระจุกดาวทรงกลมประมาณ 200 กระจุกดาว ซึ่งกระจัดกระจายไปทั่วรัศมีทรงกลมมหึมาที่ล้อมรอบดาราจักร กระจุกทั้งหมดเหล่านี้มีอายุมาก และเกิดขึ้นไม่มากก็น้อยในเวลาเดียวกันกับกาแล็กซีเอง เมื่อ 10 ถึง 15 พันล้านปีก่อน ปรากฏว่ากระจุกดาวก่อตัวขึ้นเมื่อส่วนต่างๆ ของเมฆที่ใช้สร้างกาแล็กซีแตกออกเป็นชิ้นเล็กๆ กระจุกดาวทรงกลมไม่กระจายตัวเพราะดาวฤกษ์ในกระจุกดาวนั้นตั้งอยู่ใกล้กันมาก และแรงโน้มถ่วงซึ่งกันและกันอันทรงพลังของกระจุกดาราจักรก็ยึดกระจุกดาวให้กลายเป็นกระจุกดาวที่หนาแน่น

กระจุกดาวทรงกลมไม่เพียงแต่สังเกตได้รอบๆ กาแล็กซีของเราเท่านั้น แต่ยังพบกระจุกดาราจักรอื่นๆ ทุกประเภทด้วย กระจุกดาวทรงกลมที่สว่างที่สุดซึ่งมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าคือ Omega Xntauri ในกลุ่มดาว Centaur ทางตอนใต้ อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 16,500 ปีแสง และเป็นกระจุกดาวที่กว้างขวางที่สุดในบรรดากระจุกดาวทั้งหมดที่เรารู้จัก:

เส้นผ่านศูนย์กลางของมันคือ 620 ปีแสง กระจุกดาวทรงกลมที่สว่างที่สุดในซีกโลกเหนือคือ M13 ในดาวเฮอร์คิวลีส ซึ่งกระจุกดาวทรงกลมนั้นดูยากแต่ยังมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า

ในปี ค.ศ. 1596 นักดูดาวสมัครเล่นชาวดัตช์ชื่อ David Fabricius (ค.ศ. 1564-1617) ค้นพบดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างสว่างในกลุ่มดาวเซตุส ดาวดวงนี้ค่อยๆ มืดลง และหลังจากนั้นไม่กี่สัปดาห์ก็หายไปจากการมองเห็นโดยสิ้นเชิง ฟาบริซิอุสเป็นคนแรกที่บรรยายการสังเกตการณ์ดาวแปรแสง

ดาวดวงนี้มีชื่อว่ามิร่า - วิเศษมาก~ ตลอดระยะเวลา 332 วัน มิราเปลี่ยนความสว่างจากขนาดประมาณ 2 (ที่ระดับประมาณ) ดาวเหนือ) ถึงขนาดที่ 10 เมื่อจางลงมากเกินความจำเป็นสำหรับการสังเกตด้วยตาเปล่า ปัจจุบันรู้จักดาวแปรแสงหลายพันดวง แม้ว่าส่วนใหญ่จะไม่เปลี่ยนความสว่างมากเท่ากับมีราก็ตาม

มีสาเหตุหลายประการที่ทำให้ดาวฤกษ์เปลี่ยนความสว่าง นอกจากนี้ ความสว่างบางครั้งอาจเปลี่ยนแปลงตามค่าแสงจำนวนมาก และบางครั้งก็เล็กน้อยมากจนสามารถตรวจพบการเปลี่ยนแปลงนี้ได้โดยใช้เครื่องมือที่มีความละเอียดอ่อนมากเท่านั้น ดาวบางดวงมีการเปลี่ยนแปลงสม่ำเสมอ

คนอื่นก็ออกไปหรือลุกเป็นไฟกะทันหัน การเปลี่ยนแปลงสามารถเกิดขึ้นเป็นวัฏจักรในช่วงเวลาหลายปีหรืออาจเกิดขึ้นภายในไม่กี่วินาที เพื่อทำความเข้าใจว่าเหตุใดดาวฤกษ์ดวงหนึ่งจึงแปรผัน คุณต้องติดตามอย่างชัดเจนก่อนว่ามันเปลี่ยนแปลงไปอย่างไร กราฟของขนาดที่เปลี่ยนแปลงของดาวแปรแสงเรียกว่ากราฟแสง เพื่อวาดเส้นกราฟแสง ควรทำการวัดแสงอย่างสม่ำเสมอ เพื่อวัดขนาดของดาวฤกษ์อย่างแม่นยำ นักดาราศาสตร์มืออาชีพใช้เครื่องมือที่เรียกว่าโฟโตมิเตอร์ แม้ว่านักดาราศาสตร์สมัครเล่นจะสังเกตการณ์ดาวแปรแสงจำนวนมากก็ตาม ด้วยความช่วยเหลือของแผนที่ที่เตรียมไว้เป็นพิเศษและหลังจากการฝึกฝนมาบ้างแล้ว การตัดสินขนาดของดาวฤกษ์ด้วยการเปลี่ยนแปลงของดาวฤกษ์โดยตรงด้วยตาก็ไม่ใช่เรื่องยาก เมื่อเปรียบเทียบกับดาวฤกษ์คงที่ที่อยู่ใกล้เคียง

กราฟความสว่างของดาวแปรแสงแสดงให้เห็นว่า เพโคทอรี: ดาวฤกษ์เปลี่ยนแปลงในลักษณะปกติ (ถูกต้อง) - ส่วนหนึ่งของกราฟในช่วงเวลาหนึ่งตามความยาว (คาบ) ที่แน่นอนจะถูกทำซ้ำครั้งแล้วครั้งเล่า ดาวดวงอื่นเปลี่ยนแปลงอย่างคาดเดาไม่ได้โดยสิ้นเชิง ดาวแปรแสงปกติประกอบด้วยดาวฤกษ์เป็นจังหวะและดาวคู่ ปริมาณแสงเปลี่ยนแปลงเนื่องจากดาวฤกษ์กระเพื่อมหรือปล่อยเมฆวัตถุออกมา แต่มีดาวแปรแสงอีกกลุ่มหนึ่งที่เป็นดาวคู่ (ไบนารี่)

เมื่อเราเห็นการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาวไบคาริ นั่นหมายความว่ามีปรากฏการณ์หนึ่งที่เป็นไปได้เกิดขึ้น ดาวทั้งสองดวงสามารถอยู่ในแนวสายตาของเราได้ เนื่องจากเมื่อเคลื่อนที่ไปตามวงโคจรของพวกมัน พวกมันจึงสามารถผ่านหน้ากันและกันได้โดยตรง ระบบดังกล่าวเรียกว่าดาวคู่สุริยุปราคา

ตัวอย่างที่มีชื่อเสียงที่สุดในประเภทนี้คือดาวอัลกอลในกลุ่มดาวเซอุส ในคู่ที่มีระยะห่างใกล้เคียงกัน วัตถุสามารถเร่งจากดาวดวงหนึ่งไปยังอีกดวงหนึ่งได้ ซึ่งมักจะส่งผลที่ตามมาอย่างมาก

ใน นอกโลกดวงดาวกระจายไม่เท่ากัน ในบางสถานที่ก็รวมตัวกันเป็นกลุ่ม กลุ่มเหล่านี้เรียกว่ากระจุกดาวและสมาคม ขึ้นอยู่กับขนาดและความเข้มข้นของดาวฤกษ์

กระจุกดาว

กระจุกดาว - กลุ่มดาวฤกษ์ที่ยึดเหนี่ยวด้วยแรงโน้มถ่วงซึ่งมีต้นกำเนิดและเคลื่อนที่ร่วมกันในสนามโน้มถ่วงของดาราจักรโดยรวม กระจุกดาวบางดวงนอกจากดาวฤกษ์แล้ว ยังมีเมฆก๊าซและ/หรือฝุ่นด้วย
กระจุกดาวแบ่งออกเป็น 2 ประเภท คือ ทรงกลมและกระจัดกระจาย- ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2554 มีการค้นพบกระจุกดาวประเภทใหม่ซึ่งรวมคุณลักษณะของกระจุกดาวทรงกลมและกระจุกดาวเปิดเข้าด้วยกัน

กระจุกดาวทรงกลม

เป็นชื่อที่ตั้งให้กับกระจุกดาวที่แตกต่างจากกระจุกดาวเปิดในดาวฤกษ์จำนวนมาก มีรูปร่างสมมาตรชัดเจนใกล้กับทรงกลม และความเข้มข้นของดาวฤกษ์ที่เพิ่มขึ้นเข้าหาศูนย์กลางกระจุกดาว ภาพในคำนำแสดงกระจุกทรงกลม M13 ในกลุ่มดาวเฮอร์คิวลีส มีดาวหลายพันดวง ความเข้มข้นของดาวฤกษ์ในบริเวณใจกลางกระจุกดาวทรงกลมนั้นมากกว่าบริเวณดวงอาทิตย์ประมาณ 700-7,000 เท่า

กระจุกดาวทรงกลมดวงแรก M22 ถูกค้นพบโดยนักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวเยอรมัน Johann Ihl ย้อนกลับไปในปี 1665- แต่เนื่องจากความไม่สมบูรณ์ของกล้องโทรทรรศน์รุ่นแรกๆ จึงเป็นไปไม่ได้ที่จะแยกแยะดาวฤกษ์แต่ละดวงในกระจุกดาวทรงกลมได้ บุคคลแรกที่ระบุดาวฤกษ์ในกระจุกดาวได้คือ ชาร์ลส์ เมสซิเออร์ขณะสำรวจกระจุกทรงกลม M4 จากนั้นจึงเริ่มมีการศึกษากระจุกดาวทรงกลมอย่างแข็งขัน และจนถึงปัจจุบัน 152 กระจุกดาวจากทั้งหมดประมาณ 180 ± 20 กระจุกดาวทรงกลมที่ตรวจไม่พบเหล่านี้คิดว่าซ่อนอยู่หลังเมฆก๊าซและฝุ่น กระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่ในทางช้างเผือกตั้งอยู่ใกล้กับแกนกลางกาแลคซี และอีกจำนวนมากกว่านั้นอยู่ที่ด้านข้างของท้องฟ้าทางดาราศาสตร์ที่ใจกลางแกนกลาง
ในปัจจุบัน การก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลมยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างถ่องแท้ และยังไม่ชัดเจนว่ากระจุกดาวทรงกลมประกอบด้วยดาวฤกษ์รุ่นเดียว หรือประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่ผ่านหลายรอบในรอบหลายร้อยล้านปี ในกระจุกดาวทรงกลมหลายแห่ง ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่อยู่ในระยะวิวัฒนาการดาวฤกษ์ประมาณเดียวกัน ซึ่งบ่งชี้ว่าพวกมันก่อตัวในเวลาเดียวกันโดยประมาณ แต่กระจุกดาวบางแห่งมีจำนวนดาวฤกษ์ต่างกัน เช่น กระจุกทรงกลมในเมฆแมเจลแลนใหญ่ กระจุกดาวเหล่านี้ส่วนใหญ่เกิดขึ้นในบริเวณที่มีการก่อตัวดาวฤกษ์อย่างมีประสิทธิภาพ กล่าวคือ โดยที่ตัวกลางระหว่างดวงดาวมีความหนาแน่นมากกว่าบริเวณกำเนิดดาวปกติ ปัจจุบันยังไม่ทราบกระจุกดาวทรงกลมที่มีการก่อตัวดาวฤกษ์ ซึ่งสอดคล้องกับมุมมองของพวกเขาว่าเป็นวัตถุที่เก่าแก่ที่สุดในกาแลคซีซึ่งประกอบด้วยดาวอายุมาก
กระจุกดาวทรงกลมโดยทั่วไปประกอบด้วยดาวฤกษ์อายุหลายแสนดวงที่มีความเป็นโลหะต่ำ พวกมันขาดก๊าซและฝุ่น และสันนิษฐานว่ากลายเป็นดาวมานานแล้ว กระจุกดาวทรงกลมมีดาวฤกษ์จำนวนมาก กระจุกดาวทรงกลมบางกระจุก เช่น โอเมกาเซนทอรีในทางช้างเผือก มีมวลมหาศาล (หลายล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์) และมีดาวฤกษ์หลายรุ่น นี่เป็นหลักฐานว่ากระจุกดาวทรงกลมมวลยวดยิ่งเป็นแกนกลางของดาราจักรแคระที่ถูกดูดกลืนโดยดาราจักรยักษ์ ประมาณหนึ่งในสี่ของกระจุกดาวทรงกลมในทางช้างเผือกอาจเป็นส่วนหนึ่งของกาแลคซีแคระ
อายุของกระจุกทรงกลมในกาแล็กซีของเรากำลังเข้าใกล้อายุของมัน กระจุกดาวทรงกลมค่อนข้างเล็กยังพบเห็นได้ในกาแลคซีอื่นๆ เช่นกัน (เช่น เมฆแมเจลแลน)

กระจุกดาวเปิด

กระจุกดาวเหล่านี้เป็นกระจุกที่มีดาวค่อนข้างน้อยซึ่งต่างจากกระจุกดาวทรงกลม และมักจะมีกระจุกดาวดังกล่าวได้ รูปร่างไม่สม่ำเสมอ- ในกาแลคซีของเราและกาแลคซีที่คล้ายกัน กระจุกดาวเปิดเป็นสมาชิกรวมของกาแลคซี ตัวอย่างเช่นกระจุกบางแห่งเป็นที่รู้จักมาตั้งแต่สมัยโบราณ เนบิวลาอื่นๆ เป็นที่รู้จักในชื่อเนบิวลาคลุมเครือ และมีเพียงการประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์เท่านั้นจึงจะสามารถแยกพวกมันออกเป็นดาวฤกษ์ที่เป็นส่วนประกอบได้

กระจุกดาวเปิด กลุ่มดาวลูกไก่ (M45)มีชื่ออื่น: เจ็ดพี่น้อง, สโตซารี(รัสเซีย), ฮิมะ(ในพระคัมภีร์และโตราห์) คลัสเตอร์นี้ตั้งอยู่ ในกลุ่มดาวราศีพฤษภเป็นหนึ่งในกระจุกดาวที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุดและมองเห็นได้ด้วยตาเปล่ามากที่สุดแห่งหนึ่ง กลุ่มดาวลูกไก่สามารถมองเห็นได้ชัดเจนในฤดูหนาวในซีกโลกเหนือและในฤดูร้อนในซีกโลกใต้ (ยกเว้นแอนตาร์กติกาและบริเวณโดยรอบ) เป็นที่ทราบกันมานานแล้วว่าดาวลูกไก่เป็นกลุ่มดาวที่เชื่อมต่อกันทางกายภาพ ไม่ใช่ดาวฤกษ์ที่มีระยะห่างจากโลกซึ่งบังเอิญบังเอิญมาอยู่ใกล้ๆ บนทรงกลมท้องฟ้า นักบวช จอห์น มิเชลล์ ในปี ค.ศ. 1767คำนวณความน่าจะเป็นของการสุ่มรวมของตัวเลขดังกล่าว ดาวสว่างในพื้นที่เล็กๆ ของท้องฟ้า ความน่าจะเป็นนี้กลายเป็น 1:500,000 และเขาแนะนำว่ากลุ่มดาวลูกไก่ควรเชื่อมต่อกันทางกายภาพเช่นเดียวกับกระจุกดาวอื่นๆ สิ่งนี้ได้รับการยืนยันเมื่อมีการวัดความเร็วสัมพัทธ์ของดาวฤกษ์เป็นครั้งแรก ปรากฎว่าการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมของดาวฤกษ์อยู่ใกล้มาก ซึ่งบ่งบอกถึงความเชื่อมโยงของแรงโน้มถ่วง กระจุกดาวลูกไก่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 12 ปีแสงและมีดาวฤกษ์ประมาณ 1,000 ดวง หลายรายการเป็นทวีคูณเช่น จำนวนดาวทั้งหมดในกระจุกดาวมีประมาณ 3,000 ดวง มีดาวสีน้ำเงินร้อนปรากฏเด่นอยู่ที่นั่น สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่ามากถึง 14 รายการ
มีดาวแคระน้ำตาลจำนวนมากอยู่ในกลุ่มดาวลูกไก่ และมีดาวแคระขาวหลายดวง
เนื่องจากกลุ่มดาวลูกไก่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าอย่างชัดเจน จึงมักถูกกล่าวถึงในหลายวัฒนธรรม ทั้งสมัยโบราณและสมัยใหม่

สมาคมดารา

สมาคมดารา- เหล่านี้คือกลุ่มดาวฤกษ์ที่ไม่มีแรงโน้มถ่วงหรือดาวฤกษ์อายุน้อย (อายุหลายสิบล้านปี) ที่รวมตัวกันโดยมีต้นกำเนิดร่วมกัน การขาดแรงโน้มถ่วงทำให้พวกมันแตกต่างจากกระจุกดาว

ค้นพบสมาคมดาว วี. เอ. อัมบาร์ตสึมยาน ในปี 1948และทำนายการล่มสลายของพวกเขา เขายังบัญญัติศัพท์คำว่า "สมาคมดารา" อีกด้วย ต่อมานักดาราศาสตร์คนอื่นๆ ได้ยืนยันความจริงของการขยายตัวของสมาคมดาวฤกษ์ การรวมตัวของดาวฤกษ์มีขนาดใหญ่กว่ากระจุกดาวเปิดอายุน้อยและมีความหนาแน่นต่ำกว่า จำนวนดาวฤกษ์ในการรวมตัวมีตั้งแต่สิบถึงร้อย (ในกระจุกดาวเปิด - จากร้อยถึงพัน) การรวมตัวกันของดาวฤกษ์เกิดขึ้นในบริเวณกำเนิดดาวของกลุ่มเมฆโมเลกุล และการก่อตัวดาวฤกษ์ในนั้นยังคงดำเนินต่อไปในยุคปัจจุบัน
สมาคมดาวเป็นประเภทต่อไปนี้:
สมาคม OB ประกอบด้วยดาวฤกษ์มวลมากประเภทสเปกตรัม O และ B เป็นส่วนใหญ่
สมาคม T ที่ประกอบด้วยดาวแปรแสงมวลต่ำเป็นส่วนใหญ่ประเภท T Tauri
การเชื่อมโยง R (จาก R - การสะท้อนกลับ) ซึ่งดาวฤกษ์ประเภทสเปกตรัม O - A2 ถูกล้อมรอบด้วยก๊าซสะท้อนและเนบิวลาฝุ่น
การเชื่อมโยงของดาวฤกษ์ยังพบเห็นได้ในกาแลคซีอื่นๆ รวมถึงในกาแล็กซีของเรา มีการสังเกตสัญญาณของการก่อตัวดาวฤกษ์ในการเชื่อมโยงดาวฤกษ์ด้วย การศึกษาความสัมพันธ์ของดาวฤกษ์ถือเป็นขั้นตอนสำคัญในการศึกษาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์และระบบต่างๆ ของดาวฤกษ์ และเป็นแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์ที่สำคัญ

ทำความรู้จักให้มากขึ้นเรื่อยๆ จำนวนมากวัตถุสำหรับการสังเกตในชุดบทความเกี่ยวกับเราเรามักจะเจอวัตถุอวกาศที่เรียกว่า ตามลักษณะที่ปรากฏ กระจุกจะแบ่งออกเป็น 2 ประเภท: กระจัดกระจาย(หรือเปิด) และ ลูกบอล- เรามาดูรายละเอียดเพิ่มเติมเกี่ยวกับพวกเขากันดีกว่า

เปิดคลัสเตอร์

กระจุกประเภทนี้มีดาวตั้งแต่ 20 ดวงถึงหลายพันดวง ง่ายต่อการสังเกตและค้นหาในท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาวด้วยตาเปล่า และด้วยกล้องโทรทรรศน์สมัครเล่นง่ายๆ คุณสามารถตรวจสอบแต่ละพื้นที่ได้ ดาวฤกษ์ถูกดึงดูดเข้าหากันด้วยแรงดึงดูดของแรงโน้มถ่วง และดาวฤกษ์ยังอายุน้อยและร้อนเป็นส่วนใหญ่

กระจุกดังกล่าวตั้งอยู่ใกล้แถบทางช้างเผือก รู้จักกระจุกดาวเปิดประมาณ 1,000 กระจุกดาว แต่นักดาราศาสตร์แนะนำว่าอาจมีมากกว่าหลายหมื่นกระจุกดาว มีลักษณะคล้ายกลุ่มดาวที่อยู่ใกล้กัน กระจุกสว่างที่สุดที่สังเกตได้จากโลกคือ กัตติกา(หรือ ม.45) โดยมีขนาดเท่ากับ 1.6 ม.

ภาพด้านบนแสดงฝุ่นจักรวาลระหว่างดาวต่างๆ ซึ่งจริงๆ แล้วสะท้อนแสงสีฟ้าของดาวฤกษ์ที่ร้อนจัดและอายุน้อย

อีกหนึ่ง ตัวอย่างที่ดีคลัสเตอร์เปิดก็คือคลัสเตอร์ เป็ดป่า(หรือ ม.11) ในกลุ่มดาว

กระจุกดาวเปิดอายุน้อยที่สุดที่ล้อมรอบด้วยเนบิวลาก๊าซและฝุ่น สมาคมดาว- การเชื่อมโยงดังกล่าวเป็นเรื่องยากมากที่จะแยกแยะความแตกต่างกับพื้นหลังของดาวฤกษ์อื่นๆ แต่ด้วยวิธีสเปกตรัม พวกเขาสามารถแบ่งออกเป็นกลุ่มได้: O-สมาคม- มีดาวเด่น O และ B; สมาคม T- ประกอบด้วยดาวรุ่งเกิดใหม่ประเภท F, G, K, M

กระจุกทรงกลม

กระจุกดาวทรงกลมประกอบด้วยดาวตั้งแต่ 10,000 ถึง 1 ล้านดวง ด้วยกล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์สมัครเล่น คุณจะมองเห็นได้เพียงรูปร่างและโครงร่างโดยรวมบางส่วนเท่านั้น หากต้องการศึกษารายละเอียดเพิ่มเติม คุณจะต้องมีเครื่องมืออันทรงพลัง

กระจุกดังกล่าวตั้งอยู่ใกล้กับดาราจักรทางช้างเผือกของเรา พวกมันหมุนรอบตัวเองเป็นวงโคจรรูปไข่ยาวรอบใจกลางกาแลคซี

กระจุกดาวทรงกลมทั้งหมดมีลักษณะเป็นลูกบอล สว่างมากตรงกลาง และอ่อนลงไปทางขอบ ซึ่งความเข้มข้นของดาวฤกษ์ลดลง เนื่องจากความสว่างสูงและความสว่างสูง จึงสามารถสังเกตเห็นกระจุกประเภทนี้ได้เกือบทั้งหมด จำนวนทั้งหมดของพวกเขามากกว่า 100 เล็กน้อย

กระจุกดาวทรงกลม M 12

กลุ่ม ม.12ตั้งอยู่ในกลุ่มดาวและในเดือนแรกของฤดูร้อนคุณสามารถตามล่าหามันได้ อีกหนึ่ง ตัวแทนที่โดดเด่นกระจุกทรงกลมซึ่งยังอยู่ในกลุ่มดาวนี้ก็คือ ม.14:

กระจุกดาวทรงกลมสว่าง M 14

กระจุกทรงกลมมีความน่าสนใจในการล่าสัตว์แม้จะใช้กล้องส่องทางไกลก็ตาม แม้ว่าจะไม่สามารถพิจารณารายละเอียดได้ แต่การค้นหาเองก็น่าตื่นเต้นมาก ฉันเคยเขียนบันทึกลงในบล็อก อ่านมัน.

โดยทั่วไป นี่คือทั้งหมดที่คุณต้องรู้ ประเภทของกระจุกดาวเพื่อที่จะสามารถแยกแยะพวกมันในท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาวและเข้าใจว่าพวกมันอยู่ที่ไหน

ดาวลูกไก่, กระจุกเปิด

ตามสัณฐานวิทยา กระจุกดาวในอดีตแบ่งออกเป็นสองประเภท - ทรงกลมและเปิด ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2554 เป็นที่ทราบกันดีเกี่ยวกับการค้นพบกระจุกดาวประเภทใหม่ ซึ่งรวมคุณลักษณะของกระจุกดาวทรงกลมและกระจุกดาวเปิดเข้าด้วยกัน

กลุ่มดาวฤกษ์ที่ไม่ถูกดึงดูดด้วยแรงโน้มถ่วงหรือดาวฤกษ์อายุน้อยที่ถูกผูกมัดอย่างอ่อนซึ่งรวมกันเป็นหนึ่งเดียวโดยมีต้นกำเนิดร่วมกันเรียกว่าสมาคมดาวฤกษ์

เมื่อวันที่ 11 กรกฎาคม พ.ศ. 2550 Richard Ellis (Caltech) ใช้กล้องโทรทรรศน์ Keck II ขนาด 10 เมตร ค้นพบกระจุกดาว 6 ดวงที่ก่อตัวเมื่อ 13.2 พันล้านปีก่อน ดังนั้นพวกมันจึงถือกำเนิดขึ้นเมื่อมีอายุเพียง 500 ล้านปีเท่านั้น

กระจุกดาวทรงกลม

กระจุกทรงกลมเมสสิเยร์ 80 ในกลุ่มดาวแมงป่องอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 28,000 ปีแสง และมีดาวฤกษ์หลายแสนดวง

กระจุกดาวทรงกลม ( กระจุกดาวทรงกลม) คือกระจุกดาวที่ประกอบด้วยดาวฤกษ์จำนวนมาก ยึดแน่นด้วยแรงโน้มถ่วงและโคจรรอบใจกลางกาแลคซีในลักษณะดาวบริวาร กระจุกดาวทรงกลมต่างจากกระจุกดาวเปิดซึ่งอยู่ในดิสก์กาแลคซี กระจุกดาวทรงกลมอยู่ในรัศมี พวกมันมีอายุมากกว่ามาก มีดาวฤกษ์มากกว่าหลายดวง มีรูปร่างเป็นทรงกลมสมมาตร และมีลักษณะเฉพาะคือความเข้มข้นของดาวฤกษ์พุ่งเข้าหาศูนย์กลางกระจุกดาวเพิ่มขึ้น ความเข้มข้นเชิงพื้นที่ของดาวฤกษ์ในบริเวณใจกลางกระจุกดาวทรงกลมอยู่ที่ 100-1,000 ดวงต่อลูกบาศก์พาร์เซก ระยะทางเฉลี่ยระหว่างดาวฤกษ์ข้างเคียงอยู่ที่ 3-4.6 ล้านล้านกิโลเมตร เพื่อการเปรียบเทียบ ในพื้นที่โดยรอบ ความเข้มข้นเชิงพื้นที่ของดาวฤกษ์คือ µ0.13 pc −3 นั่นคือความหนาแน่นของดาวฤกษ์ของเราน้อยกว่า 700-7000 เท่า จำนวนดาวฤกษ์ในกระจุกทรงกลมคือ µ10 4 -10 6 เส้นผ่านศูนย์กลางของกระจุกดาวทรงกลมอยู่ที่ 20-60 ชิ้น มีมวล 10 4 -10 6 เท่าของดวงอาทิตย์

กระจุกดาวทรงกลมเป็นวัตถุที่พบได้ทั่วไป เมื่อต้นปี พ.ศ. 2554 มีการค้นพบกระจุกดาวทรงกลม 157 แห่ง และอีกประมาณ 10-20 แห่งเป็นตัวเลือกสำหรับกระจุกดาวทรงกลม ในกระจุกดาวขนาดใหญ่อาจมีมากกว่านั้น ตัวอย่างเช่น ในเนบิวลาแอนโดรเมดาอาจมีจำนวนถึง 500 กระจุกดาว ในกระจุกดาวยักษ์บางดวง โดยเฉพาะกระจุกดาวที่อยู่ตรงกลาง เช่น M 87 สามารถมีกระจุกดาวทรงกลมได้มากถึง 13,000 กระจุกดาว กระจุกดาวดังกล่าวโคจรรอบกาแลคซีเป็นวงโคจรขนาดใหญ่โดยมีรัศมีประมาณ 40 kpc (ประมาณ 131,000 ปีแสง) หรือมากกว่า

ดาราจักรทุกแห่งที่มีมวลเพียงพอในบริเวณใกล้เคียงกับทางช้างเผือกนั้นสัมพันธ์กับกลุ่มกระจุกดาวทรงกลม ปรากฎว่าพวกมันมีอยู่ในกาแลคซีหลักเกือบทุกแห่งที่ศึกษา ในราศีธนูและกาแล็กซีแคระค่ะ หมาตัวใหญ่เห็นได้ชัดว่ากำลังอยู่ในกระบวนการ "ถ่ายโอน" กระจุกดาวทรงกลม (เช่น พาโลมาร์ 12) ไปยังทางช้างเผือก กาแล็กซีของเราในอดีตอาจได้รับกระจุกดาวทรงกลมจำนวนมากด้วยวิธีนี้

กระจุกดาวทรงกลมประกอบด้วยกระจุกดาวบางส่วนมากที่สุด ดาวฤกษ์ยุคแรกปรากฏในดาราจักร แต่ต้นกำเนิดและบทบาทของวัตถุเหล่านี้ในวิวัฒนาการดาราจักรยังไม่ชัดเจน เกือบจะเป็นที่แน่ชัดว่ากระจุกดาวทรงกลมมีความแตกต่างอย่างมีนัยสำคัญจากกาแลคซีทรงรีแคระ กล่าวคือ กระจุกดาราจักรเหล่านี้เป็นหนึ่งในผลิตภัณฑ์ที่เกิดจากการก่อตัวของดาวฤกษ์ในกาแลคซี "ดั้งเดิม" และไม่ได้ก่อตัวจากกาแลคซีอื่นที่อยู่ติดกัน อย่างไรก็ตาม เมื่อเร็ว ๆ นี้ นักวิทยาศาสตร์ได้เสนอว่ากระจุกดาวทรงกลมและกาแลคซีทรงกลมแคระอาจกลายเป็นวัตถุที่มีการแบ่งเขตไม่ชัดเจนนักและเป็นวัตถุที่แตกต่างกัน

ประวัติการสังเกต

กระจุกทรงกลม M 13 ในกลุ่มดาวเฮอร์คิวลีส มีดาวหลายพันดวง

กระจุกดาวทรงกลมดวงแรก M 22 ถูกค้นพบโดยนักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวเยอรมัน Johann Abraham Ihle ( โยฮันน์ อับราฮัม อีห์เล) ในปี ค.ศ. 1665 อย่างไรก็ตาม เนื่องจากกล้องโทรทรรศน์รุ่นแรกๆ มีรูรับแสงแคบ จึงไม่สามารถแยกแยะดาวแต่ละดวงในกระจุกทรงกลมได้ Charles Messier เป็นคนแรกที่ระบุดาวฤกษ์ในกระจุกทรงกลมระหว่างการสังเกต M 4 ต่อมา Abbé Nicolas Lacaille ได้เพิ่มกระจุกดาวในบัญชีรายชื่อของเขาระหว่างปี 1751-1752 ซึ่งต่อมารู้จักกันในชื่อ NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 และ NGC 6397 (ตัวอักษร M หน้าตัวเลขหมายถึงแคตตาล็อก Charles Messier และ NGC หมายถึงแคตตาล็อกทั่วไปใหม่ของ John Dreyer)

M 75 เป็นกระจุกดาวทรงกลมหนาแน่นประเภท 1

โครงการสำรวจโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่เริ่มขึ้นในปี พ.ศ. 2325 โดยวิลเลียม เฮอร์เชล ซึ่งทำให้สามารถแยกแยะดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมทั้ง 33 กระจุกดาวที่รู้จักในสมัยนั้นได้ นอกจากนี้เขายังค้นพบอีก 37 กระจุก ในบัญชีรายชื่อวัตถุท้องฟ้าลึกของเฮอร์เชลเมื่อปี ค.ศ. 1789 เขาใช้ชื่อ "กระจุกดาวทรงกลม" เป็นครั้งแรก ( กระจุกดาวทรงกลม) เพื่ออธิบายวัตถุประเภทนี้ จำนวนกระจุกดาวทรงกลมที่พบยังคงเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง โดยเพิ่มขึ้นเป็น 83 ในปี พ.ศ. 2458, 93 ในปี พ.ศ. 2473 และ 97 ภายในปี พ.ศ. 2490 ภายในปี พ.ศ. 2554 มีการค้นพบกระจุกดาราจักรทางช้างเผือก 157 กระจุก อีก 18 กระจุกถูกค้นพบ และจำนวนทั้งหมดประมาณไว้ที่ 180 ± 20 กระจุกดาวทรงกลมที่ตรวจไม่พบเหล่านี้คิดว่าซ่อนอยู่หลังเมฆก๊าซและฝุ่นทางช้างเผือก

เริ่มต้นในปี 1914 การศึกษากระจุกดาวทรงกลมหลายครั้งดำเนินการโดยนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน ฮาร์โลว์ แชปลีย์; ผลลัพธ์ของพวกเขาถูกเผยแพร่ในปี 40 งานทางวิทยาศาสตร์- เขาศึกษากระจุกดาว (ซึ่งเขาสันนิษฐานว่าเป็นเซเฟอิดส์) และใช้ความสัมพันธ์ระหว่างคาบกับความส่องสว่างเพื่อประมาณระยะทาง ต่อมาพบว่าตัวแปร RR Lyrae มีแสงสว่างน้อยกว่าเซเฟอิดส์ และแชปลีย์ประเมินระยะห่างถึงกระจุกดาวสูงเกินไป

กระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่ในทางช้างเผือกตั้งอยู่ในบริเวณท้องฟ้ารอบแกนกลางกาแลคซี ยิ่งไปกว่านั้น มีจำนวนมากตั้งอยู่ใกล้กับแกนกลาง ในปี 1918 แชปลีย์ใช้ประโยชน์จากการกระจายกระจุกดาวแบบไม่สมมาตรอย่างมีนัยสำคัญนี้เพื่อกำหนดขนาดของดาราจักรของเรา สมมติว่าการกระจายตัวของกระจุกดาวทรงกลมรอบใจกลางดาราจักรมีลักษณะเป็นทรงกลมโดยประมาณ เขาจึงใช้พิกัดของกระจุกดาวทรงกลมเพื่อประมาณตำแหน่งของดวงอาทิตย์สัมพันธ์กับใจกลางดาราจักร แม้ว่าการประมาณระยะทางของเขาจะมีข้อผิดพลาดที่สำคัญ แต่ก็แสดงให้เห็นว่าขนาดของกาแล็กซีนั้นใหญ่กว่าที่คิดไว้มาก ข้อผิดพลาดเกิดจากการมีฝุ่นอยู่ในทางช้างเผือก ซึ่งดูดซับแสงจากกระจุกดาวทรงกลมไปบางส่วน ทำให้กระจุกดาวทรงกลมหรี่ลงและอยู่ห่างออกไปมากขึ้น อย่างไรก็ตาม การประมาณขนาดของกาแล็กซีของแชปลีย์อยู่ในลำดับเดียวกับที่เป็นที่ยอมรับในปัจจุบัน

การวัดของแชปลีย์ยังแสดงให้เห็นว่าดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากใจกลางดาราจักรค่อนข้างมาก ซึ่งตรงกันข้ามกับแนวคิดที่มีอยู่ในขณะนั้น โดยอาศัยการสังเกตการกระจายตัวของดาวธรรมดา ในความเป็นจริง ดาวฤกษ์อยู่ในดิสก์กาแลคซีและมักซ่อนอยู่หลังก๊าซและฝุ่น ในขณะที่กระจุกทรงกลมอยู่นอกจานและสามารถมองเห็นได้จากระยะไกลกว่ามาก

ต่อมา เฮนเรียตตา สโวป และเฮเลน ซอว์เยอร์ (ต่อมาคือฮอกก์) ช่วยในการศึกษากระจุกแชปลีย์ ในปี พ.ศ. 2470-2472 แชปลีย์และซอว์เยอร์เริ่มจำแนกกระจุกดาวตามระดับความเข้มข้นของดาวฤกษ์ กระจุกที่มีความเข้มข้นสูงสุดจะถูกจัดสรรให้กับคลาส I และได้รับการจัดอันดับเพิ่มเติมในการลดความเข้มข้นของคลาส XII (บางครั้งคลาสจะถูกกำหนดโดยเลขอารบิค: 1-12) การจำแนกประเภทนี้เรียกว่าคลาสความเข้มข้นของแชปลีย์-ซอว์เยอร์

การก่อตัว

NGC 2808 ประกอบด้วยดาวฤกษ์สามรุ่นที่แตกต่างกัน

ในปัจจุบัน การก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลมยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างถ่องแท้ และยังไม่ชัดเจนว่ากระจุกดาวทรงกลมประกอบด้วยดาวฤกษ์รุ่นเดียว หรือประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่ผ่านหลายรอบในรอบหลายร้อยล้านปี ในกระจุกดาวทรงกลมหลายแห่ง ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่อยู่ในระยะวิวัฒนาการดาวฤกษ์ประมาณเดียวกัน บ่งบอกว่าพวกมันก่อตัวในเวลาเดียวกันโดยประมาณ อย่างไรก็ตาม ประวัติความเป็นมาของการก่อตัวดาวฤกษ์แตกต่างกันไปในแต่ละกระจุก และในบางกรณีก็มีจำนวนดาวฤกษ์ที่แตกต่างกันภายในกระจุกดาว ตัวอย่างนี้คือกระจุกดาวทรงกลมในเมฆแมเจลแลนใหญ่ซึ่งมีประชากรสองรูปแบบ ใน อายุยังน้อยกระจุกเหล่านี้อาจชนกับเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ซึ่งทำให้เกิด คลื่นลูกใหม่การกำเนิดดาวฤกษ์ อย่างไรก็ตาม ระยะเวลาการก่อตัวดาวฤกษ์นี้ค่อนข้างสั้นเมื่อเทียบกับอายุของกระจุกดาวทรงกลม

การสังเกตกระจุกดาวทรงกลมบ่งชี้ว่ากระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่เกิดขึ้นในบริเวณที่มีการกำเนิดดาวฤกษ์อย่างมีประสิทธิภาพ กล่าวคือ โดยที่ตัวกลางระหว่างดวงดาวมีความหนาแน่นมากกว่าบริเวณกำเนิดดาวปกติ การก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลมมีอิทธิพลเหนือบริเวณที่มีการก่อตัวดาวฤกษ์และในกาแลคซีที่มีปฏิสัมพันธ์กัน การวิจัยยังแสดงให้เห็นความสัมพันธ์ระหว่างมวลกลางกับขนาดของกระจุกดาวทรงกลมในรูปวงรีและ มวลในกาแลคซีดังกล่าวมักจะใกล้เคียงกับมวลรวมของกระจุกทรงกลมในกาแลคซี

ในปัจจุบัน ยังไม่ทราบกระจุกดาวทรงกลมใดที่กำลังก่อตัวดาวฤกษ์ และสอดคล้องกับทัศนะที่กระจุกดาวทรงกลมเหล่านี้เป็นวัตถุที่เก่าแก่ที่สุดในดาราจักรและประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่มีอายุมาก สารตั้งต้นของกระจุกดาวทรงกลมอาจเป็นบริเวณกำเนิดดาวขนาดใหญ่มากที่เรียกว่ากระจุกดาวยักษ์ (เช่น เวสเตอร์ลุนด์ 1 ในทางช้างเผือก)

สารประกอบ

ดาวฤกษ์ในกระจุกยอร์กอฟสกี้ 1 มีเพียงไฮโดรเจนและฮีเลียมเท่านั้น และถูกเรียกว่า "โลหะต่ำ"

กระจุกดาวทรงกลมโดยทั่วไปประกอบด้วยดาวฤกษ์อายุหลายแสนดวงที่มีความเป็นโลหะต่ำ ประเภทของดาวฤกษ์ที่พบในกระจุกทรงกลมมีลักษณะคล้ายกับดาวฤกษ์ในส่วนป่อง พวกมันขาดก๊าซและฝุ่น และสันนิษฐานว่ากลายเป็นดาวมานานแล้ว กระจุกดาวทรงกลมมีดาวฤกษ์ที่มีความเข้มข้นสูง โดยเฉลี่ยประมาณ 0.4 ดาวต่อลูกบาศก์พาร์เซก และที่ใจกลางกระจุกดาวมีดาว 100 หรือ 1,000 ดวงต่อลูกบาศก์พาร์เซก (สำหรับการเปรียบเทียบ บริเวณใกล้ดวงอาทิตย์จะมีความเข้มข้นอยู่ที่ 0.12 ดาว ต่อลูกบาศก์พาร์เซก) เชื่อกันว่ากระจุกดาวทรงกลมไม่เอื้อต่อการดำรงอยู่ของระบบดาวเคราะห์ เนื่องจากวงโคจรในแกนกลางของกระจุกดาวหนาแน่นนั้นไม่เสถียรแบบไดนามิกเนื่องจากการรบกวนที่เกิดจากการโคจรของดาวฤกษ์ข้างเคียง ดาวเคราะห์ที่โคจรอยู่ในระยะห่าง 1 AU จ. จากดาวฤกษ์ในใจกลางกระจุกดาวหนาแน่น (เช่น 47 ทูคานา) ตามทฤษฎีแล้วสามารถดำรงอยู่ได้เพียง 100 ล้านปีเท่านั้น ระบบดาวเคราะห์ใกล้ PSR B1620-26 ในกระจุกดาวทรงกลม M4 แต่ดาวเคราะห์เหล่านี้น่าจะก่อตัวขึ้นหลังจากเหตุการณ์ที่นำไปสู่การกำเนิดพัลซาร์

กระจุกดาวทรงกลมบางกระจุก เช่น โอเมกาเซนทอรีในทางช้างเผือกและเมย์ลล์ที่ 2 ในดาราจักรแอนโดรเมดา มีมวลสูงมาก (หลายล้านเท่ามวลดวงอาทิตย์) และมีดาวฤกษ์หลายรุ่น กระจุกดาวทั้งสองนี้ถือได้ว่าเป็นหลักฐานว่ากระจุกดาวทรงกลมมวลมหาศาลเป็นแกนกลางของดาราจักรแคระที่ถูกดาราจักรยักษ์ดูดกลืนไว้ ประมาณหนึ่งในสี่ของกระจุกดาวทรงกลมในทางช้างเผือกอาจเป็นส่วนหนึ่งของกาแลคซีแคระ

กระจุกดาวทรงกลมบางกระจุก (เช่น M15) มีแกนกลางที่มีมวลมากซึ่งอาจประกอบด้วยหลุมดำ แม้ว่าการจำลองจะชี้ให้เห็นว่าการสังเกตการณ์ในปัจจุบันสามารถอธิบายได้พอๆ กันจากการมีอยู่ของหลุมดำที่มีมวลน้อยกว่าและตามความเข้มข้น (หรือมวลมาก)

กระจุกดาว M 53 ทำให้นักดาราศาสตร์ประหลาดใจด้วยจำนวนดาวที่เรียกว่าดาวพลัดหลงสีน้ำเงิน

กระจุกดาวทรงกลมโดยทั่วไปประกอบด้วยดาวประชากร II ซึ่งมีธาตุหนักในปริมาณน้อย นักดาราศาสตร์เรียกธาตุหนักว่าโลหะ และความเข้มข้นสัมพัทธ์ของธาตุเหล่านี้ว่าเป็นโลหะของดาวฤกษ์ องค์ประกอบเหล่านี้ถูกสร้างขึ้นโดยกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ จากนั้นจึงกลายเป็นส่วนหนึ่งของดาวฤกษ์ยุคใหม่ ดังนั้น สัดส่วนของโลหะจึงสามารถระบุอายุของดาวฤกษ์ได้ และดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่ามักจะมีความเป็นโลหะน้อยกว่า

นักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ ปีเตอร์ อูสเตอร์ฮอฟ ตั้งข้อสังเกตว่ากระจุกดาวทรงกลมน่าจะมีประชากรอยู่ 2 กลุ่ม ซึ่งรู้จักกันในชื่อ "กลุ่มออสเตอร์ฮอฟ" ทั้งสองกลุ่มมีเส้นสเปกตรัมอ่อนขององค์ประกอบโลหะ แต่เส้นในดาวประเภท I (OoI) ไม่อ่อนเท่ากับดาวฤกษ์ประเภท II (OoII) และกลุ่มที่สองมีคาบยาวกว่าเล็กน้อยในตัวแปรประเภท RR Lyrae ดังนั้น ประเภท I ดาวฤกษ์เรียกว่า "อุดมด้วยโลหะ" และดาวประเภท II เรียกว่า "ขาดแคลนโลหะ" ประชากรทั้งสองนี้พบเห็นได้ในกาแลคซีหลายแห่ง โดยเฉพาะในดาราจักรทรงรีขนาดใหญ่ ทั้งสองกลุ่มมีอายุเกือบจะเท่ากันกับจักรวาล แต่มีความแตกต่างกันในด้านความเป็นโลหะ มีการเสนอสมมติฐานต่างๆ มากมายเพื่ออธิบายความแตกต่างนี้ รวมถึงการควบรวมกับกาแลคซีที่มีก๊าซ การดูดกลืนกาแลคซีแคระ และการก่อตัวดาวฤกษ์หลายขั้นตอนในกาแลคซีเดียว ในทางช้างเผือก กระจุกดาวที่มีโลหะน้อยจะสัมพันธ์กับรัศมี ในขณะที่กระจุกดาวที่อุดมด้วยโลหะจะสัมพันธ์กับส่วนที่นูน

ในทางช้างเผือก กระจุกดาวที่มีโลหะต่ำส่วนใหญ่จะเรียงตัวกันตามแนวระนาบในรัศมีรอบนอกของกาแลคซี นี่แสดงว่ากระจุกดาว Type II ถูกจับมาจากดาราจักรบริวารและไม่ใช่สมาชิกที่เก่าแก่ที่สุดของระบบกระจุกทรงกลมทางช้างเผือกอย่างที่คิดไว้ก่อนหน้านี้ ความแตกต่างระหว่างกระจุกทั้งสองประเภทในกรณีนี้อธิบายได้จากความล่าช้าระหว่างเวลาที่กาแลคซีทั้งสองก่อตัวระบบกระจุกของมัน

ส่วนประกอบที่แปลกใหม่

ในกระจุกดาวทรงกลม ความหนาแน่นของดาวฤกษ์สูงมาก ดังนั้นจึงมักเกิดการเคลื่อนผ่านและการชนกัน ผลที่ตามมาคือดาวฤกษ์แปลกหน้าบางประเภท (เช่น ดาวพลัดหลงสีน้ำเงิน พัลซาร์มิลลิวินาที และดาวคู่รังสีเอกซ์มวลต่ำ) พบได้ทั่วไปในกระจุกดาวทรงกลม ดาวพลัดหลงสีน้ำเงินเกิดขึ้นเมื่อดาวสองดวงมาบรรจบกัน ซึ่งอาจเป็นผลมาจากการชนกับระบบดาวคู่ ดาวฤกษ์ดังกล่าวร้อนกว่าดาวดวงอื่นๆ ในกระจุกดาวที่มีความส่องสว่างเท่ากัน จึงแตกต่างไปจากดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่ก่อตัวตั้งแต่กำเนิดกระจุกดาว

ตั้งแต่ปี 1970 นักดาราศาสตร์กำลังมองหาหลุมดำในกระจุกทรงกลม แต่การแก้ปัญหานี้จำเป็นต้องมี ความละเอียดสูงกล้องโทรทรรศน์ ดังนั้นจึงเป็นเพียงเมื่อมีการถือกำเนิดเท่านั้นที่ได้รับการยืนยันการค้นพบครั้งแรก จากการสังเกตก็สันนิษฐานได้ว่ามี หลุมดำมวลกลาง (4,000 มวลดวงอาทิตย์) ในกระจุกดาวทรงกลม M 15 และหลุมดำ (~ 2·10 4 M ⊙) ในกระจุก Mayall II ในดาราจักรแอนโดรเมดา การแผ่รังสีเอกซ์และวิทยุจาก Mayall II สอดคล้องกับหลุมดำมวลปานกลาง พวกมันน่าสนใจเป็นพิเศษเพราะพวกมันเป็นหลุมดำหลุมแรกที่มีมวลอยู่ตรงกลางระหว่างหลุมดำมวลดาวธรรมดากับหลุมดำมวลมหาศาลในนิวเคลียสของกาแลคซี มวลของหลุมดำมวลมหาศาลที่แทรกแซงนั้นเป็นสัดส่วนกับมวลของกระจุกดาว ซึ่งเติมเต็มความสัมพันธ์ที่ค้นพบก่อนหน้านี้ระหว่างมวลของหลุมดำมวลมหาศาลกับกาแลคซีโดยรอบของมัน

การกล่าวอ้างหลุมดำมวลปานกลางเป็นที่กังขาของชุมชนวิทยาศาสตร์ เนื่องจากคาดว่าวัตถุที่หนาแน่นที่สุดในกระจุกทรงกลมจะค่อยๆ ช้าลงและไปสิ้นสุดที่ใจกลางกระจุกดาวผ่านกระบวนการที่เรียกว่า "การแบ่งแยกมวล" ในกระจุกทรงกลม ได้แก่ ดาวแคระขาวและดาวนิวตรอน การวิจัยโดย Holger Baumgardt และเพื่อนร่วมงานของเขาตั้งข้อสังเกตว่าอัตราส่วนมวลต่อแสงใน M15 และ Mayall II ควรเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วเมื่อเข้าสู่ใจกลางกระจุกดาว แม้ว่าจะไม่มีหลุมดำก็ตาม

แผนภาพเฮิร์ตซสปริง-รัสเซล

แผนภาพขนาดที่เห็นสีชัดเจนของคลัสเตอร์ M3 ประมาณขนาด 19 จะมีลักษณะ “เข่า” ซึ่งดวงดาวเริ่มเข้าสู่เวทีขนาดยักษ์

แผนภาพ Hertzsprung-Russell (แผนภาพ H-R) เป็นกราฟที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่างขนาดสัมบูรณ์และดัชนีสี ตัวบ่งชี้ สี B-Vคือความแตกต่างระหว่างความสว่างของดาวฤกษ์ในแสงสีฟ้าหรือ B กับความสว่างของดาวในแสงที่ตามองเห็นได้ (เหลือง-เขียว) หรือ V ค่าดัชนีสี B-V ขนาดใหญ่บ่งชี้ว่าเป็นดาวเย็นสีแดงในขณะที่ค่าลบ ระบุดาวสีน้ำเงินที่มีพื้นผิวร้อน เมื่อวาดดาวที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์บนแผนภาพ HR มันจะแสดงการกระจายตัวของดาวฤกษ์ที่มีมวล อายุ และองค์ประกอบต่างกัน ดาวฤกษ์หลายดวงในแผนภาพค่อนข้างใกล้กับเส้นโค้งลาดจากมุมซ้ายบน (ความสว่างสูง ช่วงต้น คลาสสเปกตรัม) ที่มุมขวาล่าง (ความสว่างต่ำ คลาสสเปกตรัมตอนปลาย) ดาวเหล่านี้เรียกว่าดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก อย่างไรก็ตาม แผนภาพยังรวมดาวฤกษ์ที่อยู่ในลำดับวิวัฒนาการของดาวฤกษ์และออกจากลำดับหลักด้วย

เนื่องจากดาวทุกดวงในกระจุกดาวทรงกลมอยู่ห่างจากเราประมาณเดียวกัน ขนาดสัมบูรณ์จึงแตกต่างจากขนาดปรากฏโดยประมาณด้วยปริมาณที่เท่ากัน ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักในกระจุกทรงกลมนั้นเทียบได้กับดาวฤกษ์ที่คล้ายกันในบริเวณใกล้เคียงดวงอาทิตย์ และจะจัดเรียงตามแนวเส้นลำดับหลัก ความถูกต้องของสมมติฐานนี้ได้รับการยืนยันโดยผลลัพธ์ที่เทียบเคียงได้จากการเปรียบเทียบขนาดของดาวแปรแสงคาบสั้นใกล้เคียง (เช่น RR Lyrae) และดาวเซเฟอิดกับดาวประเภทเดียวกันในกระจุกดาว

เมื่อเปรียบเทียบเส้นโค้งบนแผนภาพ H-R เราสามารถระบุขนาดสัมบูรณ์ของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักในกระจุกดาวได้ ในทางกลับกัน ทำให้สามารถประมาณระยะทางถึงกระจุกตามขนาดที่ปรากฏได้ ความแตกต่างระหว่างค่าสัมพัทธ์และค่าสัมบูรณ์ ซึ่งก็คือโมดูลัสระยะทาง จะให้ค่าประมาณของระยะทาง

เมื่อวาดจุดดาวกระจุกดาวทรงกลมบนแผนภาพ G-R ในหลายกรณี ดาวเกือบทั้งหมดตกบนเส้นโค้งที่ค่อนข้างแตกต่างจากแผนภาพ จี-อาร์ สตาร์ใกล้ดวงอาทิตย์ซึ่งรวมดวงดาวเป็นหนึ่งเดียว ที่มีอายุต่างกันและต้นกำเนิด รูปร่างเส้นโค้งของกระจุกดาวทรงกลมเป็นลักษณะเฉพาะของกลุ่มดาวฤกษ์ที่ก่อตัวในเวลาเดียวกันโดยประมาณจากวัสดุชนิดเดียวกัน และต่างกันเพียงมวลเริ่มต้นเท่านั้น เนื่องจากตำแหน่งของดาวฤกษ์แต่ละดวงในแผนภาพ G-R ขึ้นอยู่กับอายุของมัน รูปร่างของเส้นโค้งสำหรับกระจุกดาวทรงกลมจึงสามารถนำมาใช้ในการประมาณอายุโดยรวมของประชากรดาวฤกษ์ได้

ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่มีมวลมากที่สุดจะมีขนาดสัมบูรณ์สูงสุด และดาวเหล่านี้จะเป็นกลุ่มแรกที่เข้าสู่พื้นที่ขนาดยักษ์ เมื่อกระจุกมีอายุมากขึ้น ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าจะเริ่มเข้าสู่ระยะยักษ์ ดังนั้นอายุของกระจุกดาวที่มีประชากรดาวฤกษ์ประเภทใดประเภทหนึ่งจึงสามารถวัดได้โดยการมองหาดาวฤกษ์ที่เพิ่งเริ่มเข้าสู่ระยะยักษ์ พวกมันสร้าง "ข้อศอก" ในแผนภาพ H-R โดยมีการหมุนไปทางมุมขวาบนสัมพันธ์กับเส้นหลักของลำดับ ขนาดสัมบูรณ์ใกล้จุดเปลี่ยนจะขึ้นอยู่กับอายุของกระจุกดาวทรงกลม ดังนั้นจึงสามารถสร้างมาตราส่วนอายุบนแกนที่ขนานกับขนาดได้

นอกจากนี้ อายุของกระจุกดาวทรงกลมสามารถกำหนดได้จากอุณหภูมิของดาวแคระขาวที่เย็นที่สุด จากการคำนวณ พบว่าอายุโดยทั่วไปของกระจุกดาวทรงกลมสามารถมีอายุได้ถึง 12.7 พันล้านปี ทำให้พวกมันแตกต่างอย่างมากจากกระจุกดาวเปิดซึ่งมีอายุเพียงไม่กี่สิบล้านปี

อายุของกระจุกดาวทรงกลมกำหนดอายุสูงสุดของจักรวาลทั้งหมด ขีดจำกัดล่างนี้เป็นอุปสรรคสำคัญในจักรวาลวิทยา ในช่วงต้นทศวรรษ 1990 นักดาราศาสตร์ต้องเผชิญกับการประมาณอายุของกระจุกดาวทรงกลมที่มีอายุมากกว่าที่แบบจำลองทางจักรวาลวิทยาคาดการณ์ไว้ อย่างไรก็ตาม การตรวจวัดพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาโดยละเอียดผ่านการสำรวจท้องฟ้าลึกและการมีอยู่ของดาวเทียม เช่น COBE ได้แก้ไขปัญหานี้แล้ว

การศึกษาวิวัฒนาการของกระจุกดาวทรงกลมสามารถใช้เพื่อระบุการเปลี่ยนแปลงอันเนื่องมาจากการรวมกันของก๊าซและฝุ่นที่ก่อตัวเป็นกระจุกดาว ข้อมูลที่ได้จากการศึกษากระจุกดาวทรงกลมจึงถูกนำมาใช้เพื่อศึกษาวิวัฒนาการของทางช้างเผือกทั้งหมด

กระจุกทรงกลมประกอบด้วยดาวฤกษ์บางดวงที่เรียกว่าดาวพลัดหลงสีน้ำเงิน ซึ่งดูเหมือนจะเคลื่อนตัวต่อไปในลำดับหลักไปสู่ดาวฤกษ์สีน้ำเงินที่สว่างกว่า ต้นกำเนิดของดาวฤกษ์เหล่านี้ยังไม่ชัดเจน แต่แบบจำลองส่วนใหญ่แนะนำว่าการก่อตัวของดาวฤกษ์เหล่านี้เป็นผลมาจากการถ่ายโอนมวลระหว่างดาวในระบบดาวคู่และระบบสามดวง

กระจุกดาวทรงกลมในกาแล็กซีทางช้างเผือก

กระจุกดาวทรงกลมเป็นสมาชิกรวมของดาราจักรของเราและรวมอยู่ในระบบย่อยทรงกลมของมัน โดยพวกมันหมุนรอบศูนย์กลางมวลของดาราจักรในวงโคจรที่ยาวมากด้วยความเร็ว µ200 กม./วินาที และมีคาบการโคจร 10 8 -10 9 ปี อายุของกระจุกดาวทรงกลมในดาราจักรของเรากำลังเข้าใกล้อายุของมัน ซึ่งได้รับการยืนยันจากแผนภาพของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ ซึ่งมีการแบ่งแยกลำดับหลักที่มีลักษณะเฉพาะทางฝั่งสีน้ำเงิน ซึ่งบ่งชี้ถึงการเปลี่ยนแปลงของดาวมวลสูงซึ่งเป็นสมาชิกของกระจุกดาวไปเป็น .

สื่อระหว่างดาวของกระจุกดาวทรงกลมต่างจากกระจุกดาวเปิดและความสัมพันธ์ของดาวต่างจากกระจุกดาวทรงกลมที่มีก๊าซเพียงเล็กน้อย ข้อเท็จจริงข้อนี้อธิบายได้ด้วยความเร็วพาราโบลาต่ำที่ data10-30 กิโลเมตร/วินาที และในทางกลับกัน อธิบายได้ด้วยความเร็วพาราโบลาต่ำที่ data-10-30 กม./วินาที อายุมาก- เห็นได้ชัดว่ามีปัจจัยเพิ่มเติมอีกประการหนึ่งคือการเคลื่อนตัวเป็นระยะระหว่างการปฏิวัติรอบใจกลางกาแล็กซีของเราผ่านระนาบของมัน ซึ่งมีเมฆก๊าซกระจุกตัวอยู่ ซึ่งมีส่วนช่วยในการ "กวาดออก" ก๊าซของมันเองในระหว่างการผ่านดังกล่าว

กระจุกดาวทรงกลมในกาแลคซีอื่น

กระจุกในภาคกลางของเนบิวลาทารันทูล่า ซึ่งเป็นกระจุกดาวฤกษ์อายุน้อยและร้อน

กระจุกดาวทรงกลมที่ค่อนข้างเล็กยังพบเห็นได้ในดาราจักรอื่นด้วย (เช่น ในเมฆแมเจลแลน)

กระจุกทรงกลมส่วนใหญ่ใน LMC และ MMC เป็นของดาวฤกษ์อายุน้อย ต่างจากกระจุกดาวทรงกลมในดาราจักรของเรา และส่วนใหญ่จมอยู่ในก๊าซและฝุ่นระหว่างดวงดาว ตัวอย่างเช่น เนบิวลาทารันทูล่านั้นล้อมรอบด้วยกระจุกดาวทรงกลมอายุน้อยที่มีดาวสีฟ้าขาว ที่ใจกลางเนบิวลามีกระจุกดาวอายุน้อยที่สว่างสดใส

กระจุกดาวทรงกลมในดาราจักรแอนโดรเมดา (M31):

ในการสังเกตกระจุกดาวทรงกลมส่วนใหญ่ของ M31 คุณจำเป็นต้องมีกล้องโทรทรรศน์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 นิ้ว ส่วนกระจุกดาวที่สว่างที่สุดสามารถมองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาด 5 นิ้ว กำลังขยายเฉลี่ยอยู่ที่ 150-180 เท่า การออกแบบทางแสงของกล้องโทรทรรศน์ไม่สำคัญ

กระจุกดาว G1 (เมย์ออลที่ 2) เป็นกลุ่มดาวที่สว่างที่สุดในกลุ่มท้องถิ่น ที่ระยะห่าง 170,000 ปีแสง ปี.

กระจุกดาวเปิด

NGC 265 กระจุกดาวเปิดในเมฆแมเจลแลนเล็ก

กระจุกดาวเปิด ( คลัสเตอร์เปิด) คือกลุ่มดาวฤกษ์ (มากถึงหลายพันดวง) ที่เกิดจากเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ก้อนเดียวและมีอายุใกล้เคียงกัน กระจุกดาวเปิดมากกว่า 1,100 กระจุกถูกค้นพบในกาแล็กซีของเรา แต่เชื่อกันว่ายังมีกระจุกดาวเปิดอีกมากมาย ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวดังกล่าวถูกมัดเข้าด้วยกันด้วยแรงโน้มถ่วงที่ค่อนข้างอ่อน ดังนั้นในขณะที่พวกมันโคจรรอบใจกลางกาแลคซี กระจุกดาวเหล่านั้นก็จะถูกทำลายได้โดยการผ่านเข้าไปใกล้กับกระจุกดาวอื่นหรือเมฆก๊าซ ในกรณีนี้ ดาวฤกษ์ที่ก่อตัวดาวฤกษ์เหล่านั้นจะกลายเป็นส่วนหนึ่งของกระจุกดาราจักรปกติ ประชากรของกาแลคซี ดาวฤกษ์แต่ละดวงยังสามารถถูกดีดออกมาได้อันเป็นผลมาจากปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วงที่ซับซ้อนภายในกระจุกดาว อายุโดยทั่วไปของกระจุกดาวคือหลายร้อยล้านปี กระจุกดาวเปิดพบได้เฉพาะในดาราจักรกังหันและดาราจักรไม่ปกติเท่านั้น ซึ่งเป็นที่ที่กระบวนการกำเนิดดาวฤกษ์ที่กำลังดำเนินอยู่เกิดขึ้น

กระจุกดาวเปิดอายุน้อยสามารถนั่งอยู่ภายในเมฆโมเลกุลที่พวกมันก่อตัวขึ้นมาและ "ส่องสว่าง" ให้กับเมฆนั้น ส่งผลให้เกิดบริเวณที่มีไฮโดรเจนแตกตัวเป็นไอออน เมื่อเวลาผ่านไป แรงดันการแผ่รังสีจากกระจุกดาวจะกระจายตัวออกไป โดยปกติแล้ว เพียงประมาณ 10% ของมวลเมฆก๊าซเท่านั้นที่จะมีเวลาก่อตัวดาวฤกษ์ก่อนที่ก๊าซที่เหลือจะกระจายตัวออกไปด้วยแรงดันแสง

กระจุกดาวเปิดเป็นวัตถุสำคัญในการศึกษาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เนื่องจากสมาชิกในกลุ่มมีอายุเท่ากันและ องค์ประกอบทางเคมีผลของคุณลักษณะอื่นๆ จะระบุกระจุกดาวได้ง่ายกว่าดาวฤกษ์แต่ละดวง กระจุกดาวเปิดบางกระจุก เช่น กระจุกดาวลูกไก่ กระจุกดาวไฮยาด หรือกระจุกอัลฟ่าเพอร์ซี สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า กระจุกดาวอื่นๆ บางกระจุก เช่นกระจุกดาวเพอร์ซีอุสแทบจะมองไม่เห็นโดยไม่ต้องใช้เครื่องมือ และกระจุกอื่นๆ สามารถมองเห็นได้ด้วยกล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์เท่านั้น เช่น กระจุกเป็ดป่า (M 11)

ข้อสังเกตทางประวัติศาสตร์

ภาพโมเสคของกระจุกดาวเปิดจำนวน 30 ภาพค้นพบโดยกล้องโทรทรรศน์วิสต้า จากการสังเกตโดยตรง กระจุกเหล่านี้ถูกซ่อนไว้ด้วยฝุ่นของทางช้างเผือก

กระจุกดาวเปิดสว่างกระจุกดาวลูกไก่เป็นที่รู้จักมาตั้งแต่สมัยโบราณ และกลุ่มดาว Hyades เป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มดาวราศีพฤษภ ซึ่งเป็นกลุ่มดาวที่เก่าแก่ที่สุดกลุ่มหนึ่ง กระจุกดาวอื่นๆ ได้รับการอธิบายโดยนักดาราศาสตร์ยุคแรกว่าเป็นกระจุกแสงที่คลุมเครือและแยกจากกันไม่ได้ นักดาราศาสตร์ชาวกรีก คลอดิอุส ปโตเลมี กล่าวถึง Manger, Perseus Double Cluster และ Ptolemy Cluster; และนักดาราศาสตร์ชาวเปอร์เซีย อัล-ซูฟี บรรยายถึงกระจุกดาวโอไมครอน เวลี อย่างไรก็ตาม มีเพียงการประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์เท่านั้นที่ทำให้สามารถแยกแยะดาวฤกษ์แต่ละดวงในวัตถุคลุมเครือเหล่านี้ได้ ยิ่งไปกว่านั้น ในปี 1603 โยฮันน์ ไบเออร์ได้กำหนดรูปแบบเหล่านี้ให้เหมือนกับว่าเป็นดาวฤกษ์ที่แยกจากกัน

บุคคลแรกที่ใช้กล้องโทรทรรศน์ในการสังเกตในปี ค.ศ. 1609 ท้องฟ้าเต็มไปด้วยดวงดาวและจดผลการสำรวจเหล่านี้ไว้คือกาลิเลโอ กาลิเลอี นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี ขณะศึกษาวัตถุคลุมเครือบางชิ้นที่ปโตเลมีบรรยายไว้ กาลิเลโอค้นพบว่าพวกมันไม่ใช่ดาวฤกษ์แต่ละดวง แต่เป็นกลุ่มดาวจำนวนมาก ดังนั้นในรางหญ้าเขาจึงแยกแยะดาวได้มากกว่า 40 ดวง ในขณะที่บรรพบุรุษของเขาระบุดาวฤกษ์ได้ 6-7 ดวงในกลุ่มดาวลูกไก่ กาลิเลโอค้นพบดาวฤกษ์เกือบ 50 ดวง ในบทความของเขาในปี ค.ศ. 1610 Sidereus Nuncius เขาเขียนว่า: "...กาแล็กซีเป็นเพียงการรวมตัวกันของดวงดาวจำนวนมากที่เรียงกันเป็นกลุ่ม"- จิโอวานนี โกเดียร์นา นักดาราศาสตร์ชาวซิซิลีได้รับแรงบันดาลใจจากผลงานของกาลิเลโอ บางทีอาจเป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่ใช้กล้องโทรทรรศน์เพื่อค้นหากระจุกดาวเปิดที่ไม่รู้จักมาก่อน ในปี ค.ศ. 1654 เขาค้นพบวัตถุซึ่งปัจจุบันเรียกว่าเมสไซเออร์ 41, เมสไซเออร์ 47, NGC 2362 และ NGC 2451

ในปี ค.ศ. 1767 บาทหลวงจอห์น มิเชลล์ นักธรรมชาติวิทยาชาวอังกฤษคำนวณว่า แม้แต่กลุ่มดาวลูกไก่กลุ่มหนึ่ง ความน่าจะเป็นที่ดาวฤกษ์ที่ประกอบอยู่ในกลุ่มดาวฤกษ์นั้นเรียงแถวกันสำหรับผู้สังเกตการณ์บนโลกโดยบังเอิญคือ 1 ใน 496,000; เห็นได้ชัดว่าดวงดาวในกระจุกนั้นเชื่อมต่อกันทางกายภาพ ในปี พ.ศ. 2317-2324 นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศส ชาร์ลส์ เมสซิเออร์ ตีพิมพ์รายการวัตถุท้องฟ้าที่มีรูปร่างคล้ายดาวหางและคลุมเครือ แค็ตตาล็อกนี้ประกอบด้วยคลัสเตอร์แบบเปิด 26 คลัสเตอร์ ในทศวรรษที่ 1790 วิลเลียม เฮอร์เชล นักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษได้เริ่มการศึกษาวัตถุท้องฟ้าที่คลุมเครืออย่างครอบคลุม เขาค้นพบว่าการก่อตัวเหล่านี้จำนวนมากสามารถแบ่งออกเป็นกลุ่มดาวแต่ละดวงได้ เฮอร์เชลแนะนำว่าดาวฤกษ์กระจัดกระจายในอวกาศตั้งแต่แรก จากนั้นเป็นผลจากแรงโน้มถ่วง จึงก่อตัวเป็นระบบดาว เขาแบ่งเนบิวลาออกเป็น 8 ประเภท และคลาส VI ถึง VIII สงวนไว้สำหรับการจำแนกประเภทของกระจุกดาว

ต้องขอบคุณความพยายามของนักดาราศาสตร์ ทำให้จำนวนกระจุกดาวที่รู้จักเริ่มเพิ่มขึ้น กระจุกดาวเปิดหลายร้อยกระจุกอยู่ในรายชื่อในบัญชีรายชื่อทั่วไปใหม่ (NGC) ซึ่งตีพิมพ์ครั้งแรกในปี พ.ศ. 2431 โดยนักดาราศาสตร์ชาวเดนมาร์ก-ไอริช เจ. แอล. อี. เดรเยอร์ และในบัญชีรายชื่อดัชนีเพิ่มเติมอีกสองรายการซึ่งจัดพิมพ์ในปี พ.ศ. 2439 และ พ.ศ. 2448 การสังเกตด้วยกล้องโทรทรรศน์ทำให้สามารถระบุกระจุกดาวเปิดได้สองแห่ง ประเภทต่างๆกระจุก แบบแรกประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายพันดวงเรียงตัวกันเป็นทรงกลมสม่ำเสมอ พบได้ทั่วท้องฟ้า แต่หนาแน่นที่สุดบริเวณใจกลางทางช้างเผือก ประชากรดาวฤกษ์ในกลุ่มหลังนั้นเบาบางกว่าและมีรูปร่างผิดปกติมากกว่า กระจุกดาวดังกล่าวมักจะอยู่ในหรือใกล้ระนาบดาราจักร นักดาราศาสตร์ขนานนามคนแรก กระจุกดาวทรงกลมและครั้งที่สอง - กระจุกดาวเปิด- เนื่องจากตำแหน่งของพวกมัน บางครั้งจึงถูกเรียกว่ากระจุกดาวเปิด กระจุกกาแลคซีคำนี้บัญญัติขึ้นในปี พ.ศ. 2468 โดยนักดาราศาสตร์ชาวสวิส-อเมริกัน โรเบิร์ต จูเลียส ทรัมป์เลอร์

การวัดตำแหน่งของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวแบบไมโครเมตริกเกิดขึ้นครั้งแรกในปี พ.ศ. 2420 โดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน อี. เชินเฟลด์ และจากนั้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน อี. อี. บาร์นาร์ด ในปี พ.ศ. 2441-2464 ความพยายามเหล่านี้ไม่ได้เผยให้เห็นร่องรอยการเคลื่อนที่ของดวงดาวใดๆ อย่างไรก็ตาม ในปี พ.ศ. 2461 อาเดรียน ฟาน มาเนน นักดาราศาสตร์อเมริกันเชื้อสายดัตช์ได้เปรียบเทียบแผ่นภาพถ่ายที่ถ่ายในช่วงเวลาต่างๆ ก็สามารถวัดการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมของดาวฤกษ์เป็นส่วนหนึ่งของกระจุกดาวลูกไก่ได้ เมื่อการวัดทางดาราศาสตร์แม่นยำมากขึ้นเรื่อยๆ ก็เห็นได้ชัดว่ากระจุกดาวมีการเคลื่อนไหวที่เหมาะสมเหมือนกันในอวกาศ เมื่อเปรียบเทียบแผ่นภาพถ่ายของกลุ่มดาวลูกไก่ที่ถ่ายในปี พ.ศ. 2461 กับแผ่นภาพถ่ายจากปี พ.ศ. 2486 ฟาน มาเนินสามารถระบุดาวฤกษ์ที่มีการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมใกล้เคียงกับค่าเฉลี่ยของกระจุกดาว และจึงสามารถระบุสมาชิกที่เป็นไปได้ของกระจุกดาวได้ การสังเกตการณ์ทางสเปกโทรสโกปีเผยให้เห็นความเร็วตามแนวรัศมีทั่วไป แสดงให้เห็นว่ากระจุกดาวประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่เชื่อมต่อกันเป็นกลุ่ม

แผนภาพสี-ความส่องสว่างชุดแรกสำหรับกระจุกดาวเปิดได้รับการตีพิมพ์โดยไอนาร์ เฮิร์ตสปรังในปี พ.ศ. 2454 พร้อมด้วยแผนภาพของกลุ่มดาวลูกไก่และไฮด์ส ตลอด 20 ปีต่อมา เขายังคงทำงานเกี่ยวกับกระจุกดาวเปิดต่อไป จากข้อมูลทางสเปกโทรสโกปี เขาสามารถระบุขีดจำกัดบนของการเคลื่อนที่ภายในของกระจุกดาวเปิดและประมาณว่ามวลรวมของวัตถุเหล่านี้ไม่เกินมวลหลายร้อยดวงอาทิตย์ เขาแสดงให้เห็นความสัมพันธ์ระหว่างสีของดาวฤกษ์และความส่องสว่างของดาวฤกษ์ และในปี พ.ศ. 2472 ตั้งข้อสังเกตว่าประชากรดาวฤกษ์ในดาวไฮยาดส์และรางหญ้าแตกต่างจากดาวลูกไก่ ต่อมาได้รับการอธิบายด้วยอายุที่แตกต่างกันของกระจุกทั้งสาม

การศึกษา

การแผ่รังสีอินฟราเรดเผยให้เห็นกระจุกหนาแน่นที่เกิดขึ้นใจกลางเนบิวลานายพราน

การก่อตัวของกระจุกดาวเปิดเริ่มต้นด้วยการล่มสลายของส่วนหนึ่งของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ ซึ่งเป็นเมฆก๊าซและฝุ่นที่เย็นและหนาแน่นซึ่งมีมวลมากกว่ามวลดวงอาทิตย์หลายพันเท่า เมฆดังกล่าวมีความหนาแน่นของไฮโดรเจนเป็นกลาง 10 2 ถึง 10 6 โมเลกุลต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ในขณะที่การกำเนิดดาวเริ่มต้นในส่วนที่มีความหนาแน่นมากกว่า 10 4 โมเลกุล/ลูกบาศก์เซนติเมตร โดยทั่วไปแล้ว ปริมาณเมฆเพียง 1-10% เท่านั้นที่เกินความหนาแน่นนี้ ก่อนที่จะพังทลาย เมฆดังกล่าวสามารถรักษาสมดุลทางกลได้เนื่องจากสนามแม่เหล็ก ความปั่นป่วน และการหมุนรอบตัวเอง

มีหลายปัจจัยที่อาจทำให้สมดุลของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์เสียไป ซึ่งจะนำไปสู่การล่มสลายและเป็นจุดเริ่มต้นของกระบวนการกำเนิดดาวฤกษ์ที่ยังคุกรุ่นอยู่ ซึ่งอาจส่งผลให้เกิดการก่อตัวของกระจุกดาวเปิดได้ ซึ่งรวมถึง: คลื่นกระแทกจากเมฆใกล้เคียง การชนกับเมฆอื่น ปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วง แต่ถึงแม้จะไม่มีอยู่ก็ตาม ปัจจัยภายนอกบางส่วนของเมฆอาจเข้าสู่สภาวะที่ไม่เสถียรและเสี่ยงต่อการล่มสลาย บริเวณที่ยุบตัวของเมฆประสบการกระจัดกระจายตามลำดับชั้นไปยังบริเวณเล็กๆ (รวมถึงบริเวณที่ค่อนข้างหนาแน่นที่เรียกว่าเมฆมืดอินฟราเรด) ซึ่งท้ายที่สุดนำไปสู่การกำเนิดดาวฤกษ์จำนวนมาก (มากถึงหลายพันดวง) กระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์นี้เริ่มต้นในชั้นเมฆที่กำลังยุบตัวซึ่งซ่อนตัวจากการมองเห็น แม้ว่าจะสามารถสังเกตการณ์ด้วยอินฟราเรดได้ก็ตาม ในดาราจักรทางช้างเผือก เชื่อกันว่ากระจุกดาวเปิดใหม่จะเกิดขึ้นทุกๆ สองสามพันปี

"เสาหลักแห่งการสร้างสรรค์" เป็นบริเวณหนึ่งของเนบิวลานกอินทรีซึ่งมีเมฆโมเลกุลถูกพัดพาไปโดยลมดาวฤกษ์จากดาวฤกษ์มวลมากอายุน้อย

ดาวฤกษ์ที่ก่อตัวใหม่ร้อนที่สุดและมีมวลมากที่สุด (เรียกว่าดาว OB) ปล่อยแสงอัลตราไวโอเลตเข้มข้น ซึ่งจะทำให้ก๊าซเมฆโมเลกุลที่อยู่รอบๆ อยู่ตลอดเวลาและก่อตัวเป็นบริเวณ H II ลมดาวฤกษ์และแรงดันการแผ่รังสีจากดาวฤกษ์มวลมากเริ่มเร่งก๊าซไอออไนซ์ร้อนด้วยความเร็วที่เทียบได้กับความเร็วเสียงในก๊าซ หลังจากผ่านไปหลายล้านปี กระจุกดาวก็ประสบกับการระเบิดซูเปอร์โนวาครั้งแรก ( ซูเปอร์โนวาแกนกลางยุบตัว) ซึ่งผลักก๊าซออกจากสิ่งแวดล้อมด้วย ในกรณีส่วนใหญ่ กระบวนการเหล่านี้จะเร่งกาซทั้งหมดให้เร็วขึ้นภายใน 10 ล้านปี และการก่อตัวของดาวฤกษ์ก็ยุติลง แต่ประมาณครึ่งหนึ่งของดาวฤกษ์ที่เกิดก่อนคลอดจะถูกล้อมรอบด้วยจานวงกลมรอบดาว ซึ่งส่วนมากจะเป็นจานสะสมมวลสาร

เนื่องจากมีก๊าซเพียง 30 ถึง 40% จากใจกลางเมฆก่อตัวดาวฤกษ์ การกระจายตัวของก๊าซจึงขัดขวางกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์อย่างมาก ด้วยเหตุนี้ กระจุกทั้งหมดจึงสูญเสียมวลอย่างมากในระยะเริ่มแรก และกระจุกดาวทั้งหมดจะสลายตัวไปโดยสิ้นเชิงในระยะนี้ จากมุมมองนี้ การก่อตัวของกระจุกดาวเปิดขึ้นอยู่กับว่าดาวฤกษ์ที่เกิดนั้นถูกดึงดูดด้วยแรงโน้มถ่วงหรือไม่ หากไม่เป็นเช่นนั้น ก็จะเกิดการรวมตัวกันของดาวฤกษ์ที่ไม่เกี่ยวข้องกันเกิดขึ้นแทนที่จะเป็นกระจุกดาว หากกระจุกดาวแบบกระจุกดาวลูกไก่ก่อตัวขึ้น มันจะสามารถกักเก็บดาวฤกษ์ได้เพียง 1/3 ของจำนวนดาวฤกษ์เดิม และส่วนที่เหลือจะยุติการเชื่อมต่อกันเมื่อก๊าซสลายตัว ดาวฤกษ์อายุน้อยที่ไม่ได้อยู่ในกระจุกดาวพื้นเมืองอีกต่อไปจะกลายเป็นส่วนหนึ่งของประชากรทั่วไป ทางช้างเผือก.

เนื่องจากดาวฤกษ์เกือบทั้งหมดก่อตัวเป็นกระจุก ดาวดวงหลังจึงถือเป็นองค์ประกอบหลักของกาแลคซี กระบวนการกระจายก๊าซที่รุนแรงซึ่งทั้งก่อตัวและทำลายกระจุกดาวจำนวนมากตั้งแต่แรกเกิด ทิ้งร่องรอยไว้บนโครงสร้างทางสัณฐานวิทยาและจลนศาสตร์ของกาแลคซี กระจุกดาวเปิดที่เพิ่งก่อตัวใหม่ส่วนใหญ่มีประชากรตั้งแต่ 100 ดวงขึ้นไป และมีมวล 50 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ กระจุกดาวที่ใหญ่ที่สุดสามารถมีมวลได้มากถึง 10 4 เท่าของดวงอาทิตย์ (มวลของกระจุกดาวเวสเตอร์ลุนด์ 1 อยู่ที่ประมาณ 5 × 10 4 เท่าของดวงอาทิตย์) ซึ่งใกล้เคียงกับมวลของกระจุกดาวทรงกลมมาก ขณะที่กระจุกดาวเปิดและกระจุกดาวทรงกลมอยู่อย่างสมบูรณ์ การศึกษาที่แตกต่างกัน, รูปร่างกระจุกดาวทรงกลมที่หายากที่สุดและกระจุกดาวเปิดที่ร่ำรวยที่สุดอาจไม่แตกต่างกันมากนัก นักดาราศาสตร์บางคนเชื่อว่าการก่อตัวของกระจุกดาวทั้งสองประเภทนี้มีพื้นฐานมาจากกลไกเดียวกัน โดยมีความแตกต่างกันคือเงื่อนไขที่จำเป็นสำหรับการก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลมที่มีความอุดมสมบูรณ์มาก ซึ่งมีดาวฤกษ์หลายแสนดวง ไม่มีอยู่ในดาราจักรของเราอีกต่อไป

การก่อตัวของกระจุกดาวเปิดมากกว่าหนึ่งกระจุกจากเมฆโมเลกุลเดียวถือเป็นปรากฏการณ์ทั่วไป ดังนั้นในเมฆแมเจลแลนใหญ่ กระจุกดาวฮอดจ์ 301 และ R136 จึงก่อตัวขึ้นจากก๊าซของเนบิวลาทารันทูลา จากการติดตามวิถีโคจรของไฮยาดส์และรางหญ้า ซึ่งเป็นกระจุกดาวที่โดดเด่นและอยู่ใกล้ๆ ของทางช้างเผือก แสดงให้เห็นว่าพวกมันก่อตัวจากเมฆก้อนเดียวกันเมื่อประมาณ 600 ล้านปีก่อน บางครั้งกระจุกที่เกิดพร้อมกันจะเกิดเป็นกระจุกคู่ ตัวอย่างที่โดดเด่นสิ่งนี้ในกาแล็กซีของเราคือกระจุกดาวเพอร์ซีอุสคู่ ซึ่งประกอบด้วย NGC 869 และ NGC 884 (บางครั้งเรียกผิดว่า "χ และ h เพอร์ซีอุส" ( "สวัสดีและขี้เถ้าแห่งเซอุส"), แม้ว่า ชม.หมายถึงดาวฤกษ์ข้างเคียงและ χ - สำหรับทั้งสองกระจุก) อย่างไรก็ตาม มีกระจุกที่คล้ายกันอย่างน้อย 10 กระจุกที่ถูกค้นพบในเมฆแมกเจลแลนเล็กและใหญ่: วัตถุเหล่านี้ตรวจจับได้ง่ายกว่า ระบบภายนอกมากกว่าในกาแล็กซีของเรา เนื่องจากผลของการฉายภาพ กระจุกดาวที่อยู่ห่างไกลจากกันจึงอาจดูเหมือนเชื่อมโยงถึงกัน

สัณฐานวิทยาและการจำแนกประเภท

กระจุกดาวเปิดมีตั้งแต่กลุ่มดาวกระจัดกระจายเพียงไม่กี่ดวงไปจนถึงกลุ่มใหญ่ที่มีสมาชิกหลายพันดวง โดยปกติแล้วจะประกอบด้วยแกนกลางหนาแน่นที่มองเห็นได้ชัดเจน ล้อมรอบด้วย "โคโรนา" ของดาวฤกษ์ที่กระจัดกระจายมากกว่า เส้นผ่านศูนย์กลางแกนกลางมักจะอยู่ที่ 3-4 เซนต์ ก. และมงกุฎ - 40 เซนต์ ล. ความหนาแน่นมาตรฐานของดาวฤกษ์ที่ใจกลางกระจุกดาวคือ 1.5 ดาว/แสง ก. 3 (สำหรับการเปรียบเทียบ: บริเวณใกล้ดวงอาทิตย์ ตัวเลขนี้คือ ~0.003 มก./แสง ก. 3)

กระจุกดาวเปิดมักถูกจำแนกตามรูปแบบที่พัฒนาโดย Robert Trumpler ในปี 1930 ชื่อของชั้นเรียนตามโครงการนี้ประกอบด้วย 3 ส่วน ส่วนแรกกำหนดโดยเลขโรมัน I-IV และระบุความเข้มข้นของกระจุกดาวและความแตกต่างจากสนามดาวที่อยู่รอบๆ (จากแรงมากไปหาน้อย) ส่วนที่สองเป็นเลขอารบิคตั้งแต่ 1 ถึง 3 แสดงถึงความแปรผันของความสว่างของส่วนประกอบต่างๆ (จากเล็กไปใหญ่) ส่วนที่สามคือจดหมาย พี, มหรือ รบ่งบอกถึงจำนวนดาวฤกษ์ต่ำ กลาง หรือสูงตามลำดับ หากกระจุกดาวอยู่ภายในเนบิวลา ตัวอักษรจะถูกเพิ่มเข้าไปที่ส่วนท้าย n.

ตัวอย่างเช่น ตามแผนการของทรัมป์เลอร์ กลุ่มดาวลูกไก่จัดอยู่ในประเภท I3rn (มีความเข้มข้นสูง เต็มไปด้วยดวงดาว มีเนบิวลา) และยิ่งไฮด์สอยู่ใกล้จัดประเภทเป็น II3m (กระจัดกระจายมากขึ้นและมีจำนวนน้อยลง)

จำนวนและการกระจาย

NGC 346 กระจุกดาวเปิดในเมฆแมเจลแลนเล็ก

กระจุกดาวเปิดมากกว่า 1,000 กระจุกถูกค้นพบในกาแล็กซีของเรา แต่จำนวนกระจุกดาวเปิดทั้งหมดอาจมากกว่าถึง 10 เท่า ในกาแลคซีกังหัน กระจุกดาวเปิดส่วนใหญ่ตั้งอยู่ตามแขนกังหันซึ่งมีความหนาแน่นของก๊าซสูงที่สุด ส่งผลให้กระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์มีความเคลื่อนไหวมากที่สุด การรวมตัวดังกล่าวมักจะแยกย้ายกันไปก่อนที่จะออกจากแขนได้ กระจุกดาวเปิดมีแนวโน้มสูงที่จะอยู่ใกล้ระนาบกาแลคซี

ในกาแลคซีที่ไม่ปกติ กระจุกดาวเปิดสามารถพบได้ทุกที่ แม้ว่าความเข้มข้นของกระจุกดาวจะสูงกว่าเมื่อมีความหนาแน่นของก๊าซมากกว่า กระจุกดาวเปิดไม่ได้ถูกพบเห็นในดาราจักรทรงรี เนื่องจากกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์ในช่วงหลังได้ยุติลงเมื่อหลายล้านปีก่อน และกระจุกดาวที่ก่อตัวกลุ่มสุดท้ายได้กระจัดกระจายไปนานแล้ว

การกระจายตัวของกระจุกดาวเปิดในดาราจักรของเราขึ้นอยู่กับอายุ กระจุกดาวเก่าส่วนใหญ่จะอยู่ห่างจากใจกลางดาราจักรมากกว่า และอยู่ห่างจากระนาบดาราจักรมากพอสมควร สิ่งนี้อธิบายได้จากข้อเท็จจริงที่ว่าพลังน้ำขึ้นน้ำลงที่นำไปสู่การทำลายกระจุกดาวนั้นอยู่ใกล้ใจกลางกาแลคซีมากกว่า ในทางกลับกัน เมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ซึ่งทำให้เกิดการทำลายล้างก็กระจุกตัวอยู่ในบริเวณด้านในของดิสก์กาแลคซี ดังนั้นกระจุกจากบริเวณชั้นในจึงถูกทำลายเร็วกว่า “เพื่อนร่วมงาน” ที่มาจากบริเวณรอบนอก

ดาราหล่อ

กระจุกดาวอายุหลายล้านปี (ขวาล่าง) ส่องสว่างเนบิวลาทารันทูลาในเมฆแมกเจลแลนใหญ่

เนื่องจากโดยทั่วไปแล้วกระจุกดาวเปิดจะสลายตัวก่อนที่ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะครบรอบวงจรชีวิต การแผ่รังสีส่วนใหญ่จากกระจุกดาวจึงเป็นแสงจากดาวอายุน้อยที่ร้อนและเป็นสีน้ำเงิน ดาวฤกษ์ดังกล่าวมีมวลมากที่สุดและมีอายุสั้นที่สุด โดยใช้เวลาหลายสิบล้านปี กระจุกดาวที่มีอายุมากกว่าจะมีดาวสีเหลืองมากกว่า

กระจุกดาวบางดวงมีดาวสีน้ำเงินร้อนซึ่งมีอายุน้อยกว่ากระจุกดาวอื่นๆ มาก ดาวที่กระจัดกระจายสีน้ำเงินเหล่านี้ก็พบเห็นได้ในกระจุกทรงกลมด้วยเช่นกัน เชื่อกันว่าในแกนกลางที่หนาแน่นที่สุดของกระจุกทรงกลมนั้นเกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์ชนกันและก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ที่ร้อนกว่าและมีมวลมากขึ้น อย่างไรก็ตาม ความหนาแน่นของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเปิดนั้นต่ำกว่าในกระจุกดาวทรงกลมมาก และการชนดังกล่าวไม่สามารถอธิบายจำนวนดาวฤกษ์อายุน้อยที่สำรวจได้ เชื่อกันว่าส่วนใหญ่ก่อตัวขึ้นเมื่อระบบดาวคู่อันเนื่องมาจากปฏิกิริยาโต้ตอบแบบไดนามิกกับสมาชิกอื่นๆ รวมเข้าเป็นดาวดวงเดียว

เมื่อดาวฤกษ์มวลน้อยและปานกลางใช้ไฮโดรเจนที่มีอยู่จนหมดผ่านนิวเคลียร์ฟิวชัน พวกมันจะสลัดชั้นนอกออกและก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์เพื่อก่อตัวเป็นดาวแคระขาว แม้ว่ากระจุกดาวเปิดส่วนใหญ่จะสลายตัวก่อนที่สมาชิกส่วนใหญ่จะเข้าสู่ระยะดาวแคระขาว แต่จำนวนดาวแคระขาวในกระจุกมักจะยังน้อยกว่าที่คาดไว้มากเมื่อพิจารณาจากอายุของกระจุกดาวและการกระจายมวลเริ่มต้นโดยประมาณของดาวฤกษ์ . คำอธิบายที่เป็นไปได้ประการหนึ่งสำหรับการขาดแคลนดาวแคระขาวก็คือ เมื่อดาวยักษ์แดงหลุดเปลือกของมันออกไปและก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ มวลของวัตถุที่พุ่งออกมาไม่สมดุลเล็กน้อยสามารถส่งความเร็วไปยังดาวฤกษ์ได้หลายกิโลเมตรต่อวินาที ซึ่งเพียงพอแล้วสำหรับดาวฤกษ์ เพื่อออกจากคลัสเตอร์

เนื่องจากมีความหนาแน่นของดาวฤกษ์สูง การที่ดาวฤกษ์เคลื่อนผ่านกระจุกดาวเปิดในระยะประชิดจึงไม่ใช่เรื่องแปลก สำหรับกระจุกดาวทั่วไปที่มีดาว 1,000 ดวงและมีรัศมีครึ่งหนึ่งของมวล 0.5 ชิ้น โดยเฉลี่ยแล้วดาวฤกษ์แต่ละดวงจะเข้าใกล้อีกดวงหนึ่งทุกๆ 10 ล้านปี เวลานี้สั้นกว่าในกลุ่มกระจุกหนาแน่น ข้อความดังกล่าวสามารถส่งผลกระทบอย่างมากต่อจานสสารรอบดาวฤกษ์ที่ขยายตัวรอบๆ ดาวฤกษ์อายุน้อยจำนวนมาก การรบกวนของน้ำขึ้นน้ำลงสำหรับดิสก์ขนาดใหญ่อาจทำให้เกิดการก่อตัวของดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ ซึ่งจะอยู่ในระยะห่าง 100 AU จ. หรือมากกว่านั้นจากดาราหลัก

โชคชะตา

NGC 604 ในดาราจักรสามเหลี่ยมเป็นกระจุกดาวเปิดขนาดใหญ่มากที่ล้อมรอบด้วยบริเวณไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออน

กระจุกดาวเปิดหลายแห่งไม่เสถียร เนื่องจากมวลน้อย ความเร็วหลุดออกจากระบบจึงน้อยกว่าความเร็วเฉลี่ยของดาวฤกษ์ที่เป็นส่วนประกอบ กระจุกดังกล่าวสลายตัวอย่างรวดเร็วภายในไม่กี่ล้านปี ในหลายกรณี การพ่นก๊าซซึ่งระบบทั้งหมดก่อตัวจากการแผ่รังสีจากดาวฤกษ์อายุน้อยจะลดมวลของกระจุกดาวลงมากจนสลายตัวเร็วมาก

กระจุกดาวที่หลังจากเนบิวลารอบๆ กระจายตัวไปแล้ว มีมวลมากเพียงพอที่จะยึดเหนี่ยวด้วยแรงโน้มถ่วง สามารถคงรูปร่างของมันไว้ได้หลายสิบล้านปี แต่เมื่อเวลาผ่านไป กระบวนการภายในและภายนอกก็นำไปสู่การสลายตัวเช่นกัน การเคลื่อนผ่านดาวฤกษ์ดวงหนึ่งที่อยู่ติดกันในระยะใกล้สามารถเพิ่มความเร็วของดาวฤกษ์ดวงหนึ่งได้มากจนเกินความเร็วหลุดพ้นจากกระจุกดาว กระบวนการดังกล่าวนำไปสู่การ "ระเหย" ของสมาชิกคลัสเตอร์อย่างค่อยเป็นค่อยไป

โดยเฉลี่ยทุกๆ ครึ่งพันล้านปี กระจุกดาวจะได้รับอิทธิพลจากปัจจัยภายนอก เช่น การผ่านเข้ามาใกล้หรือผ่านเมฆโมเลกุล แรงดึงดูดจากแรงโน้มถ่วงจากบริเวณใกล้เคียงมีแนวโน้มที่จะทำลายกระจุกดาว ในที่สุดมันก็จะกลายเป็น โดยกระแสแห่งดวงดาว: เนื่องจากดาวฤกษ์มีระยะห่างมาก กลุ่มดังกล่าวจึงไม่สามารถเรียกว่ากระจุกดาวได้ แม้ว่าดาวฤกษ์ที่เป็นส่วนประกอบจะเชื่อมต่อถึงกันและเคลื่อนที่ไปในทิศทางเดียวกันด้วยความเร็วเท่ากันก็ตาม ระยะเวลาที่กระจุกดาวจะสลายตัวไปนั้นขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของดาวฤกษ์ในช่วงเริ่มต้นของกระจุกดาวหลังนั้น คือดาวที่อยู่ใกล้จะมีอายุยืนยาวกว่า ครึ่งชีวิตของกระจุกดาวโดยประมาณ (หลังจากนั้นครึ่งหนึ่งของดาวฤกษ์ดั้งเดิมจะสูญเสียไป) จะแตกต่างกันไปตั้งแต่ 150 ถึง 800 ล้านปี ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นเริ่มต้น

หลังจากที่กระจุกดาวไม่ถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วงอีกต่อไป ดาวฤกษ์ที่เป็นส่วนประกอบหลายดวงจะยังคงรักษาความเร็วและทิศทางการเคลื่อนที่ในอวกาศเอาไว้ สิ่งที่เรียกว่า สมาคมดาว(หรือ กลุ่มดาวที่กำลังเคลื่อนตัว- ดังนั้นดาวสว่างหลายดวงใน "ถัง" ของกลุ่มดาวหมีใหญ่จึงเคยเป็นสมาชิกของกระจุกดาวเปิดซึ่งกลายเป็นสมาคมที่เรียกว่า "กลุ่มดาวหมีใหญ่ที่เคลื่อนไหว" ในที่สุด เนื่องจากความเร็วต่างกันเล็กน้อย พวกมันจะกระจายไปทั่วกาแล็กซี กระจุกที่ใหญ่ขึ้นจะกลายเป็นกระแสน้ำ โดยมีเงื่อนไขว่าจะมีความเร็วและอายุเท่ากัน มิฉะนั้นจะถือว่าดวงดาวไม่เกี่ยวกัน

การศึกษาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์

แผนภาพ Hertzsprung-Russell สำหรับกระจุกดาวเปิดสองแห่ง คลัสเตอร์ NGC 188 มีอายุมากกว่าและแสดงความเบี่ยงเบนจากลำดับหลักน้อยกว่า M 67

ในแผนภาพของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์สำหรับกระจุกดาวเปิด ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะอยู่ในแถบลำดับหลัก (MS) เมื่อถึงจุดหนึ่งซึ่งเรียกว่าจุดเปลี่ยน ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดออกจาก MS และกลายเป็นดาวยักษ์แดง “ระยะห่าง” ของดาวฤกษ์ดังกล่าวจาก MS ทำให้สามารถระบุอายุของกระจุกดาวได้

เนื่องจากดาวฤกษ์ในกระจุกดาวอยู่ห่างจากเมฆเดียวกันเกือบเท่ากันและก่อตัวในเวลาใกล้เคียงกันจากเมฆก้อนเดียวกัน ความแตกต่างทั้งหมด ความสว่างที่เห็นได้ชัดดาวฤกษ์ในกระจุกถูกกำหนดโดยมวลที่แตกต่างกัน ซึ่งทำให้กระจุกดาวเปิดมีประโยชน์มากสำหรับการศึกษาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เนื่องจากเมื่อเปรียบเทียบดาวฤกษ์ ลักษณะตัวแปรหลายอย่างสามารถถือว่าคงที่สำหรับกระจุกดาวได้

ตัวอย่างเช่น การศึกษาเนื้อหาของลิเธียมและเบริลเลียมในดาวฤกษ์จากกระจุกดาวเปิดสามารถช่วยไขปริศนาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์และโครงสร้างภายในของพวกมันได้อย่างจริงจัง อะตอมไฮโดรเจนไม่สามารถสร้างอะตอมฮีเลียมได้ต่ำกว่า 10 ล้าน K แต่นิวเคลียสของลิเธียมและเบริลเลียมจะถูกทำลายที่อุณหภูมิ 2.5 ล้านและ 3.5 ล้าน K ตามลำดับ ซึ่งหมายความว่าความอุดมสมบูรณ์ของมันขึ้นอยู่กับปริมาณสสารที่ปะปนอยู่ภายในดาวฤกษ์โดยตรง เมื่อศึกษาความอุดมสมบูรณ์ของพวกมันในดาวฤกษ์ในกระจุกดาว ตัวแปรต่างๆ เช่น อายุและองค์ประกอบทางเคมีจะได้รับการแก้ไข

การวิจัยแสดงให้เห็นว่าธาตุแสงเหล่านี้มีอยู่มากมายต่ำกว่าแบบจำลองวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่คาดการณ์ไว้มาก เหตุผลของเรื่องนี้ยังไม่ชัดเจนนัก คำอธิบายประการหนึ่งก็คือว่าภายในดาวฤกษ์มีการพ่นสสารออกจากบริเวณการพาความร้อนไปยังบริเวณที่มีการถ่ายโอนรังสีที่เสถียร ( เกินการพาความร้อน).

สเกลระยะทางดาราศาสตร์

เป็ดป่า (M 11) เป็นกลุ่มกระจุกที่อุดมสมบูรณ์มาก ตั้งอยู่ใจกลางทางช้างเผือก

การกำหนดระยะทางไปยังวัตถุทางดาราศาสตร์เป็นกุญแจสำคัญในการทำความเข้าใจ แต่วัตถุดังกล่าวส่วนใหญ่อยู่ไกลเกินไปสำหรับการวัดระยะทางโดยตรง การสำเร็จการศึกษาของมาตราส่วนระยะทางดาราศาสตร์นั้นขึ้นอยู่กับลำดับของการวัดทางอ้อมและบางครั้งก็ไม่มีกำหนดโดยสัมพันธ์กับวัตถุที่ใกล้ที่สุดอันดับแรก ระยะทางที่สามารถวัดได้โดยตรง และจากนั้นก็วัดระยะไกลมากขึ้นเรื่อยๆ กระจุกดาวเปิดเป็นก้าวที่สำคัญที่สุดบนบันไดนี้

ระยะทางไปยังกระจุกดาวที่อยู่ใกล้เราที่สุดสามารถวัดได้โดยตรงด้วยวิธีใดวิธีหนึ่งจากสองวิธี ประการแรก สำหรับดาวฤกษ์ในกระจุกดาวใกล้เคียง สามารถกำหนดพารัลแลกซ์ได้ (การเคลื่อนตัวเล็กน้อยในตำแหน่งปรากฏของวัตถุในระหว่างปีเนื่องจากการเคลื่อนตัวของโลกไปตามวงโคจรของดวงอาทิตย์) ดังที่มักเกิดขึ้นกับดาวฤกษ์แต่ละดวง กระจุกดาวลูกไก่ Hyades และกระจุกอื่นๆ ในบริเวณใกล้เคียง 500 เซนต์ วิธีนี้ใช้เวลาหลายปีในการให้ผลลัพธ์ที่เชื่อถือได้ และข้อมูลจากดาวเทียมฮิปปาร์คัสทำให้สามารถกำหนดระยะทางที่แน่นอนสำหรับกระจุกดาวจำนวนหนึ่งได้

อีกวิธีหนึ่งที่เรียกว่า วิธีการย้ายคลัสเตอร์- ขึ้นอยู่กับข้อเท็จจริงที่ว่าดาวฤกษ์ในกระจุกดาวมีพารามิเตอร์การเคลื่อนที่ในอวกาศเหมือนกัน การวัดการเคลื่อนไหวที่เหมาะสมของสมาชิกกระจุกดาวและการวางแผนการเคลื่อนไหวที่ปรากฏบนท้องฟ้าจะช่วยให้เราระบุได้ว่าพวกมันมาบรรจบกันที่จุดหนึ่ง ความเร็วในแนวรัศมีของดาวกระจุกสามารถกำหนดได้จากการวัดการเปลี่ยนแปลงของดอปเปลอร์ในสเปกตรัม เมื่อทราบพารามิเตอร์ทั้งสามตัว ได้แก่ ความเร็วในแนวรัศมี การเคลื่อนที่ที่เหมาะสม และระยะห่างเชิงมุมจากกระจุกดาวไปยังจุดที่หายไป การคำนวณตรีโกณมิติอย่างง่ายจะช่วยให้สามารถคำนวณระยะทางถึงกระจุกดาวได้ ที่สุด กรณีที่มีชื่อเสียงการประยุกต์ใช้วิธีนี้เกี่ยวข้องกับ Hyades และทำให้สามารถกำหนดระยะทางที่ 46.3 พาร์เซกได้

เมื่อกำหนดระยะทางไปยังกระจุกดาวใกล้เคียงแล้ว วิธีการอื่นๆ ก็สามารถขยายมาตราส่วนระยะทางไปยังกระจุกดาวที่อยู่ไกลออกไปได้ เมื่อเปรียบเทียบดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักบนแผนภาพของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์สำหรับกระจุกดาวที่ทราบระยะห่างกับดาวฤกษ์ที่ตรงกันของกระจุกดาวที่อยู่ไกลกว่า จะสามารถกำหนดระยะห่างถึงกระจุกดาวหลังได้ กระจุกดาวที่รู้จักใกล้ที่สุดคือกระจุกดาวไฮเดส แม้ว่ากลุ่มดาวฤกษ์ Ursa Major จะอยู่ใกล้กันมากกว่าสองเท่า แต่ก็ยังเป็นกลุ่มดาวฤกษ์ ไม่ใช่กระจุก เนื่องจากดาวฤกษ์ในกระจุกดาวดังกล่าวไม่มีแรงโน้มถ่วงซึ่งกันและกัน กระจุกดาวเปิดที่อยู่ห่างไกลที่สุดในกาแล็กซีของเราคือกระจุกดาวเบิร์คลีย์ 29 ที่ระยะห่างประมาณ 15,000 พาร์เซก นอกจากนี้ กระจุกดาวเปิดสามารถตรวจพบได้ง่ายในกาแลคซีหลายแห่งในกลุ่มท้องถิ่น

ความรู้ที่แม่นยำเกี่ยวกับระยะทางถึงกระจุกดาวเปิดถือเป็นสิ่งสำคัญในการปรับเทียบความสัมพันธ์ระหว่างคาบกับความส่องสว่างที่มีอยู่สำหรับดาวแปรแสง เช่น ดาวเซเฟอิดส์และดาว RR Lyrae ซึ่งจะทำให้สามารถใช้เป็น "เทียนมาตรฐาน" ได้ ดาวฤกษ์ที่ทรงพลังเหล่านี้สามารถมองเห็นได้ในระยะไกลและช่วยขยายขนาดออกไปอีก - ไปยังกาแลคซีที่ใกล้ที่สุดของกลุ่มท้องถิ่น

สมาคมดารา

สมาคมดาวฤกษ์คือกลุ่มของดาวฤกษ์ที่ไม่มีแรงโน้มถ่วงหรือดาวฤกษ์อายุน้อย (อายุหลายสิบล้านปี) ที่รวมตัวกันโดยมีต้นกำเนิดร่วมกัน

สมาคมดาวฤกษ์ถูกค้นพบโดย V. A. Ambartsumyan ในปี 1948 และทำนายการล่มสลายของพวกเขา การวัดครั้งต่อไปโดย A. Blaauw, W. Morgan, V. E. Markaryan, I. M. Kopylov และคนอื่น ๆ ยืนยันข้อเท็จจริงของการขยายตัวของสมาคมดาวฤกษ์

สมาคมดาวฤกษ์ต่างจากกระจุกดาวเปิดอายุน้อยตรงที่มีขนาดใหญ่กว่า (หลายสิบพาร์เซก สำหรับแกนกลางของกระจุกดาวเปิด - หน่วยพาร์เซก) และมีความหนาแน่นต่ำกว่า: จำนวนดาวฤกษ์ในสมาคมตั้งแต่สิบถึงร้อย (ในกระจุกดาวเปิด) - จากร้อยเป็นพัน) . ต้นกำเนิดของการรวมตัวของดาวฤกษ์เกิดจากบริเวณการก่อตัวดาวฤกษ์ของกลุ่มเมฆโมเลกุล

สมาคมดาวประเภทต่อไปนี้มีความโดดเด่น:

• การเชื่อมโยง OB ที่ประกอบด้วยดาวฤกษ์มวลมากประเภทสเปกตรัมเป็นส่วนใหญ่ โอและ บี
• การเชื่อมโยงแบบ T ที่มีตัวแปรมวลต่ำเป็นส่วนใหญ่
• สมาคม R (จาก R - การสะท้อน) ซึ่งดาวฤกษ์ประเภทสเปกตรัม โอ - A2ล้อมรอบด้วยก๊าซสะท้อนและเนบิวลาฝุ่น