กระจุกดาวเปิด:

กระจุกดาวเปิด (อังกฤษ: Open Cluster) เป็นกลุ่มของดาวฤกษ์จำนวนหลายพันดวงที่รวมกลุ่มกันอยู่ในเมฆโมเลกูลาร์ขนาดยักษ์ชุดเดียวกัน และมีแรงโน้มถ่วงดึงดูดต่อกันและกันอย่างหลวมๆ ซึ่งตรงข้ามกับกระจุกดาวทรงกลมที่มีการดึงดูดกันและกันมากกว่า กระจุกดาวเปิดจะพบได้ในกาแล็กซีแบบกังหันและแบบไร้รูปร่างเท่านั้น ซึ่งเป็นกาแล็กซีที่ยังมีการก่อตัวของดาวฤกษ์ดำเนินอยู่ โดยทั่วไปมีอายุน้อยกว่าร้อยล้านปี และมักถูกรบกวนจากกระจุกดาวอื่นหรือกลุ่มเมฆที่มันโคจรอยู่ใกล้ๆ ทำให้สูญเสียสมาชิกในกระจุกดาวไปบ้างในการประจันหน้าเช่นนั้น

กระจุกดาวเปิดที่มีอายุน้อยอาจยังคงอยู่ในกลุ่มเมฆโมเลกูลาร์ซึ่งมันก่อตัวขึ้นมา และสามารถสร้างย่านเอชทูขึ้นมาได้ เมื่อเวลาผ่านไป แรงดันของการแผ่รังสีจากกระจุกดาวจะทำให้เมฆโมเลกูลาร์กระจัดกระจายออกไป โดยทั่วไปมวลของแก๊สในกลุ่มเมฆประมาณ 10% จะรวมเข้าอยู่ในดาวฤกษ์ก่อนที่แรงดันของการแผ่รังสีจะผลักพวกมันออกไปเสีย

กระจุกดาวเปิดเป็นวัตถุท้องฟ้าที่สำคัญมากในการศึกษาวิวัฒนาการของดวงดาว เพราะดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเดียวกันจะมีอายุใกล้เคียงกันและมีลักษณะทางเคมีคล้ายคลึงกัน การศึกษาผลกระทบต่อตัวแปรอันละเอียดอ่อนต่างๆ ของคุณลักษณะของดวงดาวจึงทำได้ง่ายกว่าการศึกษาดาวฤกษ์เดี่ยวๆ

ประวัติการสังเกตการณ์

กระจุกดาวเปิดที่มีชื่อเสียงมากที่สุด คือกระจุกดาวลูกไก่ เป็นที่รู้จักกันมาเนิ่นนานนับแต่โบราณว่าเป็นกลุ่มของดวงดาว ส่วนกระจุกดาวอื่นๆ จะเป็นที่รู้จักเพียงกลุ่มแสงฝ้าๆ บนฟ้าเท่านั้น กว่าจะเป็นที่ทราบกันว่ากลุ่มแสงฝ้าเหล่านั้นเป็นกลุ่มของดาวหลายดวง ก็เมื่อมีการคิดค้นกล้องโทรทรรศน์ขึ้นแล้ว การสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ช่วยทำให้แยกแยะประเภทของกระจุกดาวสองจำพวกออกจากกันได้ พวกหนึ่งคือกลุ่มของดาวฤกษ์หลายพันดวงที่มีการกระจายตัวกันแบบทรงกลมปกติ มักพบในบริเวณใกล้ศูนย์กลางของดาราจักรทางช้างเผือก อีกพวกหนึ่งมีดวงดาวรวมกันอยู่แบบกระจัดกระจาย ไม่มีรูปร่างที่แน่นอน มักพบในท้องฟ้าส่วนอื่นโดยทั่วไป นักดาราศาสตร์เรียกกระจุกดาวแบบแรกว่า กระจุกดาวทรงกลม และเรียกกระจุกดาวแบบหลังว่า กระจุกดาวเปิด ในบางครั้ง กระจุกดาวเปิดอาจหมายความรวมถึงกระจุกดาราจักร ซึ่งจะพบได้แต่เพียงบนระนาบของดาราจักรทางช้างเผือกเท่านั้น ดังจะอธิบายต่อไป

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

แม้จะแบ่งกระจุกดาวออกเป็นสองพวก คือกระจุกดาวเปิดและกระจุกดาวทรงกลม แต่ในบางครั้งก็อาจไม่เห็นความแตกต่างมากนักระหว่างกระจุกดาวทรงกลมที่ค่อนข้างกระจายตัว กับกระจุกดาวเปิดแบบที่ค่อนข้างหนาแน่น นักดาราศาสตร์บางคนเชื่อว่ากระจุกดาวทั้งสองประเภทนี้ก่อตัวขึ้นด้วยกลไกพื้นฐานที่เหมือนๆ กัน แตกต่างกันแต่เพียงเงื่อนไขที่ช่วยให้การก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลมแบบหนาแน่น ที่มีดาวฤกษ์นับแสนๆ ดวงไม่อาจพบได้ในดาราจักรของเราเท่านั้น

การก่อตัว

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มักมีการจับกลุ่มกันเป็นระบบดาวหลายดวงมานับแต่แรกเริ่ม^[2] เพราะกลุ่มแก๊สที่มีมวลจำนวนมากขนาดหลายๆ เท่าของดวงอาทิตย์เท่านั้นจึงจะหนักมากพอที่จะยุบตัวลงด้วยแรงโน้มถ่วงของตัวมันเองได้ และเมฆแก๊สที่มีมวลมากขนาดนั้นไม่สามารถยุบตัวลงเป็นดาวฤกษ์เดี่ยวเพียงดวงเดียว^[3]

การก่อตัวของกระจุกดาวเปิดเริ่มต้นขึ้นเมื่อมีการยุบตัวลงบางส่วนของเมฆโมเลกูลาร์ขนาดยักษ์ กลุ่มเมฆแก๊สที่ทั้งเย็นและหนาแน่นนี้มีมวลเป็นหลายพันเท่าของมวลดวงอาทิตย์ มีปัจจัยมากมายที่อาจทำให้เมฆโมเลกูลาร์เหล่านี้ยุบตัวลง (หรือยุบลงบางส่วน) หรือทำให้เกิดการระเบิดในระหว่างการกำเนิดของดาวฤกษ์ ซึ่งทำให้กลายเป็นกระจุกดาวเปิด ปัจจัยเหล่านั้นรวมถึงคลื่นกระแทกจากซูเปอร์โนวาใกล้เคียงหรือจากปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วง เมื่อเมฆโมเลกูลาร์ยักษ์เริ่มยุบตัวลง ดาวฤกษ์ก็เริ่มก่อตัวขึ้นระหว่างการแตกตัวของเมฆอย่างต่อเนื่องเป็นชิ้นส่วนที่เล็กลงและเล็กลงเรื่อยๆ ผลที่ได้ทำให้เกิดเป็นดาวฤกษ์จำนวนนับพันดวง สำหรับในดาราจักรของเรา อัตราการก่อตัวของกระจุกดาวเปิดอยู่ที่ประมาณหนึ่งครั้งต่อทุกๆ เวลาไม่กี่พันปี^[4]

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

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

สัณฐานและการแบ่งประเภท

กระจุกดาวเปิดมีหลายรูปแบบตั้งแต่แบบที่กระจัดกระจายกันอย่างมากโดยมีสมาชิกในกลุ่มเพียงไม่กี่ดวง จนถึงแบบที่เกาะกลุ่มกันพร้อมกับดาวฤกษ์นับพันดวง โดยทั่วไปลักษณะของกระจุกดาวเปิดจะมีใจกลางที่หนาแน่นเป็นเอกเทศ ล้อมรอบด้วย "โคโรนา" จางๆ จากสมาชิกอื่นๆ ในกระจุก แกนกลางมักมีขนาดตามแนวขวางประมาณ 3-4 ปีแสง โดยที่โคโรนาจะขยายออกไปจากจุดศูนย์กลางอีกประมาณ 20 ปีแสง ความหนาแน่นของดาวฤกษ์ในบริเวณใจกลางกระจุกโดยส่วนใหญ่อยู่ที่ 1.5 ดวงต่อลูกบาศก์ปีแสง (เปรียบเทียบกับความหนาแน่นของดาวฤกษ์อื่นๆ ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ของเรามีค่าประมาณ 0.003 ดวงต่อลูกบาศก์ปีแสง)^[7]

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^[8]

ดังนั้น ตามแบบแผนของทรัมเพลอร์ กระจุกดาวลูกไก่จึงถูกจัดประเภทด้วยรหัสว่า I3rn คือมีการรวมกลุ่มอย่างเข้มมาก มีดาวฤกษ์เป็นสมาชิกอยู่เยอะและอยู่ในย่านเนบิวลา ส่วนกระจุกดาวไฮยาเดสที่อยู่ใกล้ๆ กันจัดประเภทเป็น II3m เพราะมีการกระจายตัวมากกว่าและมีสมาชิกดาวฤกษ์น้อยกว่า

จำนวนและการกระจายตัว

ในดาราจักรของเรามีกระจุกดาวเปิดที่เป็นที่รู้จักแล้วมากกว่า 1,000 แห่ง แต่จำนวนที่แท้จริงอาจมากกว่านั้นนับเป็นสิบเท่าก็ได้^[9] ในดาราจักรชนิดก้นหอยจะสามารถพบกระจุกดาวเปิดได้เสมอในแขนกังหันของดาราจักร อันเป็นที่ซึ่งมีความหนาแน่นของแก๊สสูงที่สุดและมักเป็นแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์ใหม่จำนวนมาก ครั้นเมื่อดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นแล้วก็จะกระจายแยกกันออกไปก่อนจะทันเคลื่อนที่ไปตามแขนกังหัน กระจุกดาวเปิดที่ค่อนข้างรวมกลุ่มกันใกล้ชิดมักจะอยู่ใกล้กับระนาบของดาราจักร สำหรับดาราจักรของเราระนาบนี้มีความสูงประมาณ 180 ปีแสง เปรียบเทียบกับรัศมีของดาราจักรซึ่งมีค่าประมาณ 100,000 ปีแสง^[10]

สำหรับในดาราจักรไร้รูปแบบจะสามารถพบกระจุกดาวเปิดได้ตลอดทั่วไป โดยที่การรวมกลุ่มภายในกระจุกดาวจะสูงที่สุดในบริเวณที่มีความหนาแน่นของแก๊สมากที่สุด เราไม่พบกระจุกดาวเปิดในดาราจักรชนิดรี เพราะการก่อตัวของดาวฤกษ์ในดาราจักรชนิดนี้เกิดขึ้นเป็นเวลาหลายล้านปีมาแล้ว ดังนั้นกระจุกดาวเปิดใดที่เคยมีอยู่ก็ได้กระจัดกระจายไปจนหมดแล้ว

การกระจายตัวของกระจุกดาวเปิดในดาราจักรของเราขึ้นอยู่กับอายุของมัน กระจุกดาวเปิดที่มีอายุมากจะค่อนข้างพบได้ที่ระยะห่างจากใจกลางดาราจักรค่อนข้างมาก ยิ่งใกล้ใจกลางดาราจักรมาก แรงดึงดูดระหว่างดาวก็ยิ่งแรง ทำให้อัตราการกระจายตัวของกระจุกดาวเพิ่มมากขึ้น เช่นเดียวกับเมฆโมเลกูลาร์ยักษ์ที่เป็นสาเหตุการกระจายตัวของกระจุกดาวก็มีความเข้มข้นในย่านในของดาราจักรสูงกว่า ดังนั้นกระจุกดาวที่อยู่ในย่านในของดาราจักรจึงมีแนวโน้มที่จะกระจายตัวออกไปมากนับแต่ยังมีอายุน้อยๆ ไม่เหมือนกับกระจุกดาวที่อยู่ในย่านนอก^[11]

องค์ประกอบ

ดังที่ทราบแล้วว่า ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเปิดมักกระจายตัวกันออกไปก่อนที่มันจะถึงจุดสิ้นอายุขัย ดังนั้นแสงจากกระจุกดาวเปิดจึงมักเกิดจากดาวฤกษ์สีน้ำเงินความร้อนสูงที่มีอายุเยาว์ ดวงดาวเหล่านี้มีมวลมาก และมีอายุน้อยที่สุดเพียงไม่กี่สิบล้านปีเท่านั้น กระจุกดาวเปิดที่มีอายุมากจะให้แสงค่อนไปทางเหลืองมากกว่า

กระจุกดาวเปิดบางแห่งอาจมีสมาชิกเป็นดาวฤกษ์สีน้ำเงินที่อายุน้อยกว่าดวงอื่นๆ ในกระจุก เราอาจพบดาวฤกษ์สีน้ำเงินเหล่านี้ในย่านใจกลางที่หนาแน่นของกระจุกดาวทรงกลมได้ด้วยเช่นกัน การที่มันอยู่ในย่านใจกลางจึงเชื่อว่ามันน่าจะเกิดขึ้นจากการสลายตัวของดาวฤกษ์อื่น ทำให้เกิดเป็นดาวฤกษ์ดวงใหม่ที่มีมวลและความร้อนสูงกว่าเดิม อย่างไรก็ดี ความหนาแน่นของดวงดาวในกระจุกดาวเปิดนั้นน้อยกว่าในกระจุกดาวทรงกลม การแตกสลายของดาวฤกษ์จึงไม่อาจเป็นคำอธิบายที่สมเหตุสมผลสำหรับกรณีนี้ แต่สันนิษฐานว่ามันอาจเกิดจากปฏิกิริยาระหว่างดาวนั่นเองและทำให้ระบบดาวคู่ที่มีอยู่รวมตัวกันเข้ากลายเป็นดาวดวงเดียว^[12]

สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลปานกลางจนถึงค่อนข้างน้อย หลังจากที่ใช้ไฮโดรเจนหมดไปในปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นแล้ว รอบนอกของดาวฤกษ์เหล่านี้จะแปลงไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แล้วจึงค่อยๆ เปลี่ยนไปเป็นดาวแคระขาว แต่แม้ว่ากระจุกดาวส่วนใหญ่จะกระจัดกระจายตัวออกไปก่อนที่สมาชิกส่วนใหญ่จะแปรสภาพไปเป็นดาวแคระขาว ทว่าจำนวนของดาวแคระขาวที่พบในกระจุกดาวเปิดกลับต่ำกว่าที่คาดเมื่อดูจากอายุของกระจุกดาวและการคาดการณ์การกระจายตัวของมวลดาวฤกษ์ในตอนเริ่มต้น คำอธิบายหนึ่งที่เป็นไปได้คือ เมื่อดาวยักษ์แดงแปรขอบเขตชั้นนอกของตนไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แล้ว ก็เกิดความไม่สมมาตรขึ้นเนื่องจากการสูญเสียมวล ทำให้ดาวดวงนั้นถูก "เตะ" ด้วยความเร็วหลายกิโลเมตรต่อวินาที ซึ่งมากพอจะผลักดาวดวงนั้นออกไปจากกระจุกดาวได้^[13]

การสิ้นสุด

กระจุกดาวเปิดจำนวนมากมีลักษณะไม่เสถียรอยู่แล้วตามธรรมชาติ โดยที่มีมวลน้อยๆ จำนวนหนึ่งมีความเร็วหนีออกจากระบบที่ต่ำกว่าความเร็วเฉลี่ยของดาวในกระจุก กระจุกดาวเหล่านี้มีแนวโน้มจะแตกกระจายออกไปในเวลาเพียงไม่กี่ล้านปี โดยมากแถบแก๊สจากกระจุกดาวซึ่งเกิดจากแรงดันการแผ่รังสีของดาวฤกษ์อายุเยาว์ความร้อนสูงจะแผ่กระจายหนีออกไปทำให้มวลของกระจุกดาวลดน้อยลงจนทำให้เกิดการกระจายตัวได้อย่างรวดเร็ว

การศึกษาวิวัฒนาการของดาว

กระจุกดาวเปิด กับบันไดระยะทางคอสมิก

อ้างอิง

^ 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
^ 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.
^ Boss A.P. (1998), The Jeans Mass Constraint and the Fragmentation of Molecular Cloud Cores, Astrophysical Journal Letters v.501, p.L77
^ ^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
^ 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
^ 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
^ 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
^ 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
^ 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
^ 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
^ van den Bergh S., McClure R.D. (1980), Galactic distribution of the oldest open clusters, Astronomy & Astrophysics, v.88, p.360
^ Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D. (2003), Formation of Blue Stragglers in Open Clusters, American Astronomical Society Meeting 203
^ 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

กระจุกดาวเปิด

เนื้อหา