BlogGang.com : : sirivinit : กระจุกดาวเปิด และการสิ้นสุด

กระจุกดาวเปิด และการสิ้นสุด

NGC 604 ในดาราจักรไทรแองกูลัม
กระจุกดาวเปิดที่มีมวลหนาแน่นแห่งหนึ่ง
ล้อมรอบด้วยย่านเอช 2

การพล็อตกระจุกดาวสองแห่งบนไดอะแกรม
ของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ กระจุกดาว NGC 188
มีอายุมากกว่า จะมีจุดหักเหออกจากแถบลำดับหลักต่ำกว่า M67

กระจุกดาวเป็ดป่า (M11) เป็นกระจุกดาว
ที่มีดาวสมาชิกจำนวนมาก
อยู่ใกล้ศูนย์กลางของทางช้างเผือก

การสิ้นสุด

NGC 604 ในดาราจักรไทรแองกูลัม กระจุกดาวเปิดที่มีมวลหนาแน่นแห่งหนึ่ง ล้อมรอบด้วยย่านเอช 2 กระจุกดาวเปิดจำนวนมากมีลักษณะไม่เสถียรอยู่แล้วตามธรรมชาติ โดยที่มีมวลน้อยๆ จำนวนหนึ่งมีความเร็ว หนีออกจากระบบที่ต่ำกว่าความเร็วเฉลี่ยของดาวในกระจุก

กระจุกดาวเหล่านี้มีแนวโน้มจะแตกกระจายออกไป ในเวลาเพียงไม่กี่ล้านปี โดยมากแถบแก๊สจากกระจุกดาว ซึ่งเกิดจากแรงดันการแผ่รังสีของดาวฤกษ์อายุเยาว์ ความร้อนสูงจะแผ่กระจายหนีออกไปทำให้มวลของกระจุกดาว ลดน้อยลงจนทำให้เกิดการกระจายตัวได้อย่างรวดเร็ว

กระจุกดาวที่มีมวลมากพอ จะเกิดแรงโน้มถ่วงของตนขึ้นดึงดูดกันและกัน ขณะที่เนบิวลารอบๆ กำลังกลายเป็นไอ จะสามารถดำรงสภาพอยู่ได้เป็นเวลาหลายสิบล้านปี

แต่ตลอดเวลาที่ผ่านไป กระบวนการทั้งภายในและภายนอก ก็ยังคงพยายามทำให้มันกระจายตัวออก สำหรับกระบวนการภายใน การที่สมาชิกในกระจุกดาวประจันหน้ากัน มักทำให้ความเร็วของสมาชิกนั้นเพิ่มขึ้น จนสูงเกินกว่าความเร็วหนีจากกระจุกดาว ซึ่งส่งผลให้ "การแตกกระจาย" ของดาวสมาชิกอื่นในกระจุกค่อยๆ ลดลง

ด้านกระบวนการภายนอก ทุกๆ ช่วงครึ่งพันล้านปี กระจุกดาวเปิดมีแนวโน้มจะถูกรบกวนจากปัจจัยนอกระบบ เช่นการผ่านเข้าใกล้หรือผ่านทะลุเข้าไปในเมฆโมเลกุล แรงดึงดูดระหว่างมวล ทำให้เกิดความปั่นป่วนขึ้นภายในกระจุกดาว

ผลที่เกิดคือกระจุกดาว จะกลายเป็นธารดาวฤกษ์ ซึ่งดาวสมาชิกไม่อยู่ใกล้กันมากพอจะเป็นกระจุกดาว แต่ยังมีความเกี่ยวเนื่องกัน เคลื่อนที่ไปในทิศทางเดียวกันด้วยความเร็วพอๆ กัน

ระยะเวลาที่กระจุกดาวถูกทำให้ปั่นป่วนนี้ ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นดาวฤกษ์ในช่วงเริ่มต้น ยิ่งกระจุกดาวมีความหนาแน่นมาก ก็จะใช้เวลานานมากกว่า ประมาณค่าครึ่งชีวิตของกระจุกดาว คือจำนวนสมาชิกนับแต่เริ่มต้นครึ่งหนึ่ง แตกกระจายหรือสลายไป อยู่ในราว 150 - 800 ล้านปีขึ้นกับความหนาแน่นเริ่มต้นของกระจุกดาวนั้น

หลังจากที่กระจุกดาวสูญเสียแรงดึงดูดระหว่างกันไปแล้ว ดาวสมาชิกจำนวนมาก อาจยังคงเคลื่อนที่ผ่านห้วงอวกาศไปด้วยวิถีเดียวกันอยู่ ซึ่งเราเรียกลักษณะเช่นนี้ว่า ชุมนุมดาว หรือ กระจุกดาวเคลื่อนที่ หรือ กลุ่มเคลื่อนที่

ดาวสุกสว่างหลายดวงที่บริเวณ "ก้านกระบวย" ของกลุ่มดาวหมีใหญ่เป็นสมาชิกดั้งเดิมของกระจุกดาวเปิดแห่งหนึ่ง ซึ่งปัจจุบันรวมตัวกันอยู่อย่างหลวมๆ เป็นชุมนุม ในกรณีนี้กลุ่มดาวหมีใหญ่เองก็เป็น "กลุ่มเคลื่อนที่"

เมื่อเวลาผ่านไป ความเร็วสัมพันธ์ของดาวสมาชิกจะค่อยๆ แตกต่างกันมากขึ้น ทำให้เห็นดาวเหล่านี้แยกกระจัดกระจาย ออกห่างจากกันไปในดาราจักร โครงสร้างกระจุกดาวที่กว้างขึ้นไปจะเรียกว่าเป็น "ธาร" ซึ่งสันนิษฐานได้จากดาวฤกษ์ ที่ไม่มีความเกี่ยวพันกันแต่กลับมีความเร็วและอายุใกล้เคียงกัน

การศึกษาวิวัฒนาการของดาว

เมื่อนำกระจุกดาวเปิดมาพล็อตบนไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ จะพบว่า ดาวส่วนใหญ่จะอยู่บนแถบลำดับหลัก ดาวที่มีมวลมากที่สุดจะเริ่มเคลื่อนออกจากแถบลำดับหลัก และกลายไปเป็นดาวยักษ์แดง ตำแหน่งการหันเหออกจากแถบลำดับหลัก สามารถนำมาใช้ประเมินอายุของกระจุกดาวได้

เนื่องจากดาวฤกษ์ในกระจุกดาวหนึ่งๆ มักมีระยะห่างจากโลกค่อนข้างใกล้เคียงกัน และมีอายุพอๆ กัน มีกำเนิดมาจากต้นกำเนิดแหล่งเดียวกัน ความแตกต่างของระดับความสว่างปรากฏระหว่าง สมาชิกกระจุกดาวเหล่านั้น จึงมีเหตุมาจากมวลที่แตกต่างกันเท่านั้น

ข้อเท็จจริงนี้ทำให้กระจุกดาวเปิด มีประโยชน์อย่างมากในการศึกษาวิวัฒนาการของดวงดาว เพราะการเปรียบเทียบดาวดวงหนึ่งกับดาวอีกดวงหนึ่ง ในกระจุกดาวเดียวกัน ค่าตัวแปรส่วนใหญ่ที่อาจแตกต่างกันนั้นก็เป็นค่าคงตัวแล้ว

การศึกษาเกี่ยวกับลิเธียมและเบอริลเลียม ที่มีอยู่อย่างมากมายมหาศาลในดาวต่างๆ ของกระจุกดาวเปิดเป็นกุญแจสำคัญ ที่ทำให้เราเข้าใจวิวัฒนาการของดาว และโครงสร้างภายในของมันได้เป็นอย่างดี

โดยที่นิวเคลียสไฮโดรเจนไม่อาจกลายไปเป็นฮีเลียมได้ จนกว่าอุณหภูมิจะสูงถึง 10 ล้านเคลวิน ลิเธียมกับเบอริลเลียมจะแตกตัวที่อุณหภูมิเพียง 2.5 ล้านเคลวินและ 3.5 ล้านเคลวินตามลำดับ

หมายความว่า ปริมาณแก๊สทั้งสองชนิดนี้ จะมีมากหรือน้อยขึ้นอยู่กับปริมาณของส่วนผสมและปัจจัยต่างๆ ที่ล้อมรอบดาวนั้นๆ เมื่อเราศึกษาปริมาณแก๊ส ของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเปิดเดียวกัน ตัวแปรอื่นๆ เช่นอายุของดาว และองค์ประกอบทางเคมีก็จะมีค่าเท่ากัน

ผลการศึกษาพบว่าปริมาณองค์ประกอบเบาเหล่านี้ มีอยู่น้อยกว่าที่คาดการณ์ไว้ในแบบจำลองวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ซึ่งยังไม่อาจเข้าใจว่าเหตุใดจึงเป็นเช่นนั้น เหตุผลหนึ่งที่เป็นไปได้คือ การพาความร้อนในบรรยากาศของดาวฤกษ์ อาจสูงเกินคาดไปในย่านที่รังสีมีอิทธิพลสูงกว่าการเคลื่อน ของพลังงานตามปกติ

กระจุกดาวเปิด กับบันไดระยะห่างของจักรวาล

การสามารถระบุระยะห่างระหว่างวัตถุทางดาราศาสตร์ มีความสำคัญในการทำความเข้าใจวิวัฒนาการของมัน ทว่าวัตถุเหล่านี้อยู่ห่างกันมากจนการระบุตำแหน่งและระยะห่างโดยตรง ไม่สามารถทำได้ การคำนวณระยะห่างในทางดาราศาสตร์

จึงอาศัยวิธีการทางอ้อม หรือบางครั้งก็อาศัยการวัดความสัมพันธ์ กับวัตถุอื่นใกล้เคียงที่สามารถตรวจวัดระยะห่างได้ การวัดระยะห่างของกระจุกดาวเปิดต้องใช้วิธีการโดยอ้อมเหล่านี้

การวัดระยะห่างของกระจุกดาวเปิดที่ใกล้ที่สุด สามารถทำได้สองวิธี วิธีแรกคือการวัดค่าพารัลแลกซ์ของดาว (เป็นการวัดความเปลี่ยนแปลงของตำแหน่งปรากฏเมื่อผ่านช่วงเวลาหนึ่งปี เมื่อโลกเคลื่อนที่จากตำแหน่งเดิมไปรอบดวงอาทิตย์ครบหนึ่งรอบ)

วิธีนี้ใช้ได้กับกระจุกดาวเปิดที่อยู่ใกล้ๆ เช่นเดียวกับการวัดระยะห่างของดาวฤกษ์เดี่ยวโดยทั่วไป กระจุกดาวบางแห่งเช่นกระจุกดาวลูกไก่ กระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัว ซึ่งอยู่ในระยะ 500 ปีแสง เป็นระยะที่ใกล้พอจะใช้วิธีการเช่นนี้ได้

ผลที่ได้จากการตรวจวัดของดาวเทียมฮิปปาร์คอส (Hipparcos) มีความแม่นยำดีพอควร สำหรับกระจุกดาวหลายๆ แห่ง

วิธีวัดระยะห่างอีกวิธีหนึ่งเรียกว่า กระบวนการกระจุกดาวเคลื่อนที่ โดยอาศัยหลักการที่ว่า ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวมีลักษณะการเคลื่อนที่ผ่านอวกาศ ที่เป็นอันหนึ่งอันเดียวกัน

การวัดการเคลื่อนที่เฉพาะของสมาชิกในกระจุกดาว และตรวจสอบตำแหน่งปรากฏของมันบนท้องฟ้า จะทำให้ทราบถึงจุดที่เส้นทางบรรจบกัน เราสามารถคำนวณความเร็วเชิงรัศมี ของสมาชิกในกระจุกดาวได้จากการตรวจวัด การเคลื่อนของดอปเปลอร์ผ่านสเปกตรัมของดาว

เมื่อทราบทั้งความเร็วเชิงรัศมี การเคลื่อนที่เฉพาะ และระยะห่างเชิงมุมของกระจุกดาวไปยังจุดบรรจบของมันแล้ว ก็สามารถใช้ตรีโกณมิติคำนวณระยะห่างของกระจุกดาวได้ กระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัวเป็นที่รู้จักดี สำหรับการคำนวณระยะห่างด้วยวิธีนี้ ซึ่งได้ผลออกมาว่ามันอยู่ห่างออกไป 46.3 พาร์เซก

เมื่อสามารถคำนวณระยะห่างของกระจุกดาวใกล้เคียงเราได้แล้ว เราสามารถใช้เทคนิคเดียวกันนี้ กับการคำนวณหาระยะห่างของกระจุกดาวอื่นที่ไกลออกไปอีก โดยการจับคู่กระจุกดาวบนแถบลำดับหลักในไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์

ระหว่างกระจุกดาวที่ทราบระยะห่างแล้ว กับกระจุกดาวที่อยู่ไกลออกไป แล้วประเมินระยะห่างระหว่างกระจุกดาวทั้งสอง กระจุกดาวเปิดที่อยู่ใกล้เราที่สุด คือกระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัว หรือกระจุกดาวไฮยาดีส

ขณะที่ชุมนุมดาวที่ประกอบด้วยดาวส่วนใหญ่ในกลุ่มเคลื่อนที่ หมีใหญ่มีระยะห่างประมาณครึ่งหนึ่ง ของระยะห่างของไฮยาดีส แต่ชุมนุมดาวไม่เหมือนกับกระจุกดาวเปิด เพราะดาวฤกษ์ในกลุ่มไม่ได้มีแรงดึงดูดเชื่อมโยงระหว่างกัน

กระจุกดาวเปิดที่ไกลที่สุดเท่าที่รู้จัก ในดาราจักรของเราคือกระจุกดาว Berkeley 29 อยู่ห่างออกไปประมาณ 15,000 พาร์เซก นอกจากนี้ยังสามารถตรวจพบกระจุกดาวเปิดได้ง่าย ในดาราจักรอื่นๆ ในกลุ่มท้องถิ่นของเราด้วย

ศาสตร์ในการประเมินระยะห่างของกระจุกดาวเปิด มีความสำคัญอย่างยิ่งในการปรับแต่งค่าโดยละเอียด ของความสัมพันธ์ระหว่างช่วงเวลากับความส่องสว่างสำหรับดาวแปรแสง

เช่นดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิดและชนิดอาร์อาร์ไลรา ซึ่งจะทำให้สามารถใช้ดาวเหล่านี้เป็นเทียนมาตรฐานได้ เราสามารถมองเห็นดาวส่องสว่างเหล่านี้ จากระยะที่ไกลมากๆ และสามารถใช้เพื่อตรวจสอบวัตถุที่อยู่ไกลออกไปอีกในดาราจักรอื่น ซึ่งอยู่ในกลุ่มท้องถิ่นของเราได้

ขอขอบคุณ วิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี

สิริสวัสดิ์วุธวาร สิริมานรมณีย์นะคะ

Create Date : 16 มีนาคม 2554

Last Update : 16 มีนาคม 2554 9:59:36 น.

0 comments

Counter : 2157 Pageviews.