Wikipedia

Kelompok terbuka

Kelompok terbuka (Jawi: ‏کلومڤوق تربوک‎‎) ialah sejenis gugusan kelompok bintang yang terdiri daripada puluhan hingga beberapa ribu buah bintang yang terbentuk daripada awan molekul gergasi yang sama dan mempunyai umur yang hampir sama. Lebih daripada 1,100 kelompok terbuka telah ditemui dalam galaksi Bima Sakti, dan banyak lagi yang dianggap wujud.[1] Mereka terikat secara longgar oleh tarikan graviti bersama dan menjadi terganggu oleh pertemuan rapat dengan kelompok dan awan gas yang lain semasa mereka mengorbit pusat galaksi. Ini boleh mengakibatkan kehilangan ahli kelompok melalui pertemuan rapat dalaman dan penyebaran ke dalam badan utama galaksi.[2] Kelompok terbuka umumnya bertahan selama beberapa ratus juta tahun, dengan kelompok yang paling besar bertahan selama beberapa bilion tahun. Sebaliknya, kelompok globul bintang yang lebih besar memberikan daya tarikan graviti yang lebih kuat pada ahlinya, dan boleh bertahan lebih lama. Kelompok terbuka hanya ditemui dalam galaksi pilin dan tidak teratur, iaitu tempat pembentukan bintang aktif berlaku.[3]

Kelompok terbuka
Pleiades adalah salah satu kelompok terbuka yang paling terkenal.
Ciri-ciri
JenisGugusan atau kelompok bintang yang longgar
Julat saizdiameter < 30 tahun cahaya
Ketumpatan~ 1.5 bintang / tahun cahaya padu
Pautan luar
inline Kategori media
inline Q11387
Maklumat tambahan

Kelompok terbuka muda mungkin terkandung dalam awan molekul dari mana ia terbentuk, meneranginya untuk mencipta rantau H II.[4] Lama kelamaan, tekanan sinaran dari kelompok akan menyuraikan awan molekul. Biasanya, kira-kira 10% daripada jisim awan gas akan bergabung menjadi bintang sebelum tekanan sinaran menghalau gas yang lain.

Kelompok terbuka ialah objek utama dalam kajian evolusi bintang. Memandangkan ahli kelompok mempunyai umur dan komposisi kimia yang serupa, sifatnya (seperti jarak, umur, kelogaman, pemupusan dan halaju) lebih mudah ditentukan berbanding bintang terpencil.[1] Sebilangan kelompok terbuka, seperti Pleiades, Hyades atau Kelompok Alpha Persei boleh dilihat dengan mata kasar. Sesetengah yang lain, seperti Kelompok Berganda, hampir tidak dapat dilihat tanpa instrumen, manakala banyak lagi boleh dilihat menggunakan binokular atau teleskop. Kelompok Itik Liar, M11, adalah contohnya.[5]

Pemerhatian sejarah sunting

 
Mozek 30 kelompok terbuka ditemui daripada data VISTA. Kelompok terbuka disembunyikan oleh debu di Bima Sakti. [6] Kredit ESO.

Kelompok terbuka Pleiades yang terkenal, dalam buruj Taurus, telah diiktiraf sebagai sekumpulan bintang sejak zaman dahulu, manakala Hyades (yang juga merupakan sebahagian daripada Taurus) adalah salah satu kelompok terbuka tertua. Kelompok terbuka lain telah diperhatikan oleh ahli astronomi awal sebagai tompok cahaya kabur yang tidak dapat dileraikan. Dalam Almagestnya, ahli astronomi Rom Ptolemy menyebut kelompok Praesepe, Kelompok Berganda dalam Perseus, Kelompok Bintang Koma, dan Kelompok Ptolemy, manakala ahli astronomi Parsi Al-Sufi menulis tentang kelompok Omicron Velorum.[7] Walau bagaimanapun, ia memerlukan penciptaan teleskop untuk meleraikan "nebula" ini menjadi bintang juzuknya.[8] Sememangnya, pada tahun 1603 Johann Bayer memberikan tiga daripada kumpulan ini nama seolah-olah mereka bintang tunggal.[9]

 
Kelompok bintang resonan NGC 3590 [10]

Orang pertama yang menggunakan teleskop untuk memerhati langit malam dan merekodkan pemerhatiannya ialah saintis Itali Galileo Galilei pada tahun 1609. Apabila dia membelokkan teleskop ke arah beberapa tompok samar-samar yang dirakam oleh Ptolemy, dia mendapati ia bukan satu bintang, tetapi kumpulan banyak bintang. Untuk Praesepe, dia mendapati lebih daripada 40 bintang. Jika sebelum itu pemerhati telah mencatatkan hanya 6-7 bintang di Pleiades, dia mendapati hampir 50 buah bintang.[11] Dalam risalahnya pada tahun 1610 Sidereus Nuncius, Galileo Galilei menulis, "galaksi tidak lain adalah jisim bintang yang tidak terhitung yang ditanam bersama dalam kelompok."[12] Dipengaruhi oleh kerja Galileo, ahli astronomi Sicily Giovanni Hodierna mungkin menjadi ahli astronomi pertama yang menggunakan teleskop untuk mencari kelompok terbuka yang belum ditemui sebelum ini.[13] Pada tahun 1654, beliau mengenal pasti objek yang kini dinamakan Messier 41, Messier 47, NGC 2362 dan NGC 2451.[14]

Ia telah disedari seawal 1767 bahawa bintang-bintang dalam kelompok adalah berkaitan secara fizikal,[15] apabila naturalis Inggeris Reverend John Michell mengira bahawa kebarangkalian walaupun hanya satu kumpulan bintang seperti Pleiades adalah hasil daripada penjajaran peluang seperti yang dilihat. dari Bumi hanya 1 dalam 496,000.[16] Antara 1774–1781, ahli astronomi Perancis Charles Messier menerbitkan katalog objek angkasa yang mempunyai rupa samar-samar seperti komet. Katalog ini termasuk 26 kelompok terbuka.[9] Pada tahun 1790-an, ahli astronomi Inggeris William Herschel memulakan kajian menyeluruh tentang objek angkasa yang samar-samar. Dia mendapati bahawa banyak ciri ini boleh dileraikan ke dalam kumpulan bintang individu. Herschel memperoleh idea bahawa bintang pada mulanya bertaburan merentasi angkasa, tetapi kemudiannya menjadi berkumpul bersama sebagai sistem bintang kerana tarikan graviti.[17] Dia membahagikan nebula kepada lapan kelas, dengan kelas VI hingga VIII digunakan untuk mengelaskan kelompok bintang.[18]

 
NGC 265, kelompok bintang terbuka di Awan Magellan Kecil

Bilangan kelompok yang diketahui terus meningkat di bawah usaha ahli astronomi. Beratus-ratus kelompok terbuka telah disenaraikan dalam Katalog Am Baru, yang pertama kali diterbitkan pada tahun 1888 oleh ahli astronomi Denmark-Ireland JLE Dreyer, dan dua Katalog Indeks tambahan, diterbitkan pada tahun 1896 dan 1905.[9] Pemerhatian teleskop mendedahkan dua jenis kelompok yang berbeza, salah satunya mengandungi beribu-ribu bintang dalam taburan sfera biasa dan ditemui di seluruh langit tetapi lebih disukai ke arah pusat Bima Sakti.[19] Jenis lain terdiri daripada populasi bintang yang umumnya lebih jarang dalam bentuk yang lebih tidak teratur. Ini biasanya ditemui di dalam atau berhampiran satah galaksi Bima Sakti.[20][21] Ahli astronomi menggelar yang awal itu sebagai kelompok globul, dan kelompok terbuka untuk yang kedua. Kerana lokasinya, kelompok terbuka kadangkala dirujuk sebagai kelompok galaksi, istilah yang diperkenalkan pada tahun 1925 oleh ahli astronomi Switzerland-Amerika Robert Julius Trumpler..[22]

Pengukuran mikrometer bagi kedudukan bintang dalam kelompok telah dibuat seawal tahun 1877 oleh ahli astronomi Jerman E. Schönfeld dan seterusnya diteruskan oleh ahli astronomi Amerika EE Barnard sebelum kematiannya pada tahun 1923. Tiada petunjuk gerakan bintang dikesan oleh usaha ini.[23] Walau bagaimanapun, pada tahun 1918 ahli astronomi Belanda-Amerika Adriaan van Maanen dapat mengukur pergerakan bintang yang betul di sebahagian daripada kelompok Pleiades dengan membandingkan plat fotografi yang diambil pada masa yang berbeza.[24] Apabila astrometri menjadi lebih tepat, bintang kelompok didapati berkongsi gerakan wajar melalui angkasa. Dengan membandingkan plat fotografi kelompok Pleiades yang diambil pada tahun 1918 dengan imej yang diambil pada tahun 1943, van Maanen dapat mengenal pasti bintang-bintang yang mempunyai gerakan yang betul serupa dengan gerakan min kelompok, dan oleh itu lebih berkemungkinan menjadi ahli.[25] Pengukuran spektroskopi mendedahkan halaju jejari sepunya, dengan itu menunjukkan bahawa kelompok terdiri daripada bintang yang diikat bersama sebagai satu kumpulan.[1]

Gambar rajah magnitud warna pertama kelompok terbuka telah diterbitkan oleh Ejnar Hertzsprung pada tahun 1911, memberikan plot untuk kelompok bintang Pleiades dan Hyades. Beliau meneruskan kerja ini pada kelompok terbuka untuk dua puluh tahun akan datang. Daripada data spektroskopi, dia dapat menentukan had atas gerakan dalaman untuk kelompok terbuka, dan boleh menganggarkan bahawa jumlah jisim objek ini tidak melebihi beberapa ratus kali jisim Matahari. Dia menunjukkan hubungan antara warna bintang dan magnitudnya, dan pada tahun 1929 menyedari bahawa kelompok Hyades dan Praesepe mempunyai populasi bintang yang berbeza daripada Pleiades. Ini kemudiannya akan ditafsirkan sebagai perbezaan umur bagi tiga kelompok.[26]

Pembentukan sunting

 
Cahaya inframerah mendedahkan kelompok terbuka padat yang terbentuk di tengah-tengah nebula Orion.

Pembentukan kelompok terbuka bermula dengan runtuhnya sebahagian daripada awan molekul gergasi, awan gas padat sejuk dan habuk yang mengandungi sehingga beribu-ribu kali jisim Matahari. Awan ini mempunyai ketumpatan yang berbeza dari 102 hingga 106 molekul hidrogen neutral per cm3, dengan pembentukan bintang berlaku di kawasan yang mempunyai ketumpatan melebihi 104 molekul per cm3. Biasanya, hanya 1–10% daripada awan mengikut volum berada di atas ketumpatan terakhir.[27] Sebelum meruntuh, awan ini mengekalkan keseimbangan mekanikalnya melalui medan magnet, pergolakan, dan putaran.[28]

Banyak faktor boleh mengganggu keseimbangan awan molekul gergasi, mencetuskan keruntuhan dan memulakan pecah pembentukan bintang yang boleh mengakibatkan kelompok terbuka. Ini termasuk gelombang kejutan daripada supernova berdekatan, perlanggaran dengan awan lain atau interaksi graviti. Walaupun tanpa pencetus luaran, kawasan awan boleh mencapai keadaan tidak stabil terhadap keruntuhan.[28] Rantau awan yang runtuh akan mengalami pemecahan hierarki kepada rumpun yang lebih kecil, termasuk bentuk yang sangat padat yang dikenali sebagai awan gelap inframerah, akhirnya membawa kepada pembentukan sehingga beberapa ribu bintang. Pembentukan bintang ini mula diselubungi awan yang runtuh, menghalang protostar daripada penglihatan tetapi membenarkan pemerhatian inframerah[27] Dalam galaksi Bima Sakti, kadar pembentukan kelompok terbuka dianggarkan satu setiap beberapa ribu tahun.[29]

 
Apa yang dipanggil " Pillars of Creation ", kawasan Nebula Helang di mana awan molekul sedang disejat oleh bintang muda yang besar

Bintang yang paling panas dan paling besar daripada bintang yang baru terbentuk (dikenali sebagai bintang OB) akan memancarkan sinaran ultraungu yang sengit, yang secara berterusan mengionkan gas sekeliling awan molekul gergasi, membentuk rantau H II. Angin bintang dan tekanan sinaran daripada bintang besar mula menghalau gas terion panas pada halaju yang sepadan dengan kelajuan bunyi dalam gas. Selepas beberapa juta tahun, kelompok itu akan mengalami supernova runtuhan teras pertamanya, yang juga akan mengeluarkan gas dari kawasan sekitar. Dalam kebanyakan kes, proses ini akan menghilangkan kelompok gas dalam tempoh sepuluh juta tahun dan tiada lagi pembentukan bintang akan berlaku. Namun, kira-kira separuh daripada objek protostellar yang terhasil akan dibiarkan dikelilingi oleh cakera lilit najam, yang kebanyakannya membentuk cakera tokokan.[27]

Memandangkan hanya 30 hingga 40 peratus daripada gas dalam teras awan membentuk bintang, proses pembuangan gas sisa sangat merosakkan proses pembentukan bintang. Oleh itu, semua kelompok mengalami penurunan berat semasa muda yang ketara, manakala sebahagian besar mengalami kematian semasa muda. Pada ketika ini, pembentukan kelompok terbuka akan bergantung kepada sama ada bintang yang baru terbentuk terikat secara graviti antara satu sama lain; jika tidak, kesatuan bintang yang tidak terikat akan terhasil. Walaupun apabila kelompok seperti Pleiades terbentuk, ia mungkin hanya berpegang kepada satu pertiga daripada bintang asal, dengan selebihnya menjadi tidak terikat sebaik sahaja gas dikeluarkan.[30] Bintang-bintang muda yang dilepaskan daripada kelompok kelahiran mereka menjadi sebahagian daripada populasi medan galaksi.

Memandangkan kebanyakan, jika tidak semua, bintang terbentuk dalam kelompok, kelompok bintang harus dilihat sebagai blok bangunan asas galaksi. Peristiwa pengusiran gas ganas yang membentuk dan memusnahkan banyak kelompok bintang semasa lahir meninggalkan kesannya dalam struktur morfologi dan kinematik galaksi.[31] Kebanyakan kelompok terbuka terbentuk dengan sekurang-kurangnya 100 bintang dan berjisim 50 atau lebih jisim suria. Kelompok terbesar boleh mempunyai lebih 104 jisim suria, dengan kelompok besar Westerlund 1 dianggarkan pada 5 × 104 jisim suria dan R136 pada hampir 5 x 105, biasa bagi kelompok globul.[27] Walaupun kelompok terbuka dan kelompok globul membentuk dua kumpulan yang agak berbeza, mungkin tidak terdapat banyak perbezaan intrinsik antara kelompok globul yang sangat jarang seperti Palomar 12 dan kelompok terbuka yang sangat kaya. Sesetengah ahli astronomi percaya dua jenis kelompok bintang terbentuk melalui mekanisme asas yang sama, dengan perbezaannya ialah keadaan yang membenarkan pembentukan kelompok globul yang sangat kaya yang mengandungi ratusan ribu bintang tidak lagi berlaku di Bima Sakti.[32]

Perkara biasa untuk dua atau lebih kelompok terbuka yang berasingan untuk terbentuk daripada awan molekul yang sama. Dalam Awan Magellan Besar, kedua-dua Hodge 301 dan R136 telah terbentuk daripada gas Nebula Tarantula, manakala dalam galaksi kita sendiri, menjejak kembali gerakan melalui ruang Hyades dan Praesepe, dua kelompok terbuka berdekatan yang menonjol, menunjukkan bahawa ia terbentuk dalam awan yang sama kira-kira 600 juta tahun dahulu.[33] Kadangkala, dua kelompok yang lahir pada masa yang sama akan membentuk kelompok binari. Contoh paling terkenal dalam Bima Sakti ialah Kelompok Berganda NGC 869 dan NGC 884 (juga dikenali sebagai h dan χ Persei), tetapi sekurang-kurangnya 10 lagi kelompok berganda diketahui wujud.[34] Banyak lagi yang diketahui dalam Awan Magellan Kecil dan Besar—ia lebih mudah dikesan dalam sistem luaran berbanding galaksi kita sendiri kerana kesan unjuran boleh menyebabkan kelompok yang tidak berkaitan dalam Bima Sakti kelihatan berdekatan antara satu sama lain.

Morfologi dan pengelasan sunting

 
NGC 2367 ialah kumpulan bintang baru lahir yang terletak di tengah-tengah struktur besar dan purba di pinggir Bima Sakti. [35]

Kelompok terbuka terdiri daripada kelompok yang sangat jarang dengan hanya beberapa ahli kepada aglomerasi besar yang mengandungi beribu-ribu bintang. Ia biasanya terdiri daripada teras padat yang agak berbeza, dikelilingi oleh 'korona' ahli kelompok yang lebih meresap. Inti biasanya kira-kira 3-4 tahun cahaya, dengan korona memanjang kepada kira-kira 20 tahun cahaya dari pusat kelompok. Ketumpatan bintang biasa di tengah kelompok adalah kira-kira 1.5 bintang setiap tahun cahaya padu ; ketumpatan bintang berhampiran Matahari adalah kira-kira 0.003 bintang setiap tahun cahaya padu.[36]

Kelompok terbuka sering diklasifikasikan mengikut skema yang dibangunkan oleh Robert Trumpler pada tahun 1930. Skim Trumpler memberikan kelompok sebutan tiga bahagian, dengan angka Rom dari I-IV untuk sedikit hingga sangat berbeza, angka Arab dari 1 hingga 3 untuk julat kecerahan ahli (dari julat kecil hingga besar), dan p, m atau r untuk menunjukkan sama ada kelompok itu miskin, sederhana atau kaya dengan bintang. 'n' ditambah lagi jika kelompok terletak dalam nebulositas.[37]

Di bawah skim Trumpler, Pleiades dikelaskan sebagai I3rn, Hyades berdekatan diklasifikasikan sebagai II3m.

Bilangan dan taburan sunting

 
NGC 346, kelompok terbuka dalam Awan Magellan Kecil

Terdapat lebih 1,100 kelompok terbuka yang diketahui di galaksi kita, tetapi jumlah sebenar mungkin sehingga sepuluh kali lebih tinggi daripada itu.[38] Dalam galaksi pilin, kelompok terbuka sebahagian besarnya ditemui di lengan pilin tempat ketumpatan gas paling tinggi dan oleh itu kebanyakan pembentukan bintang berlaku, dan kelompok biasanya tersebar sebelum mereka mempunyai masa untuk mengembara melepasi lengan lingkaran mereka. Kelompok terbuka sangat tertumpu dekat dengan satah galaksi, dengan ketinggian skala di galaksi kita kira-kira 180 tahun cahaya, berbanding dengan jejari galaksi kira-kira 50,000 tahun cahaya.[39]

Dalam galaksi tak nalar, kelompok terbuka boleh ditemui di seluruh galaksi, walaupun jumlahnya paling tinggi apabila ketumpatan gas paling tinggi.[40]Kelompok terbuka tidak kelihatan dalam galaksi elips : pembentukan bintang terhenti berjuta-juta tahun yang lalu dalam elips, dan kelompok terbuka yang pada asalnya hadir telah lama tersebar.[41]

Dalam galaksi Bima Sakti, taburan kelompok bergantung pada umur, dengan kelompok yang lebih tua lebih disukai ditemui pada jarak yang lebih jauh dari Pusat Galaksi, umumnya pada jarak yang jauh di atas atau di bawah satah galaksi..[42] Daya pasang surut lebih kuat menghampiri pusat galaksi, meningkatkan kadar gangguan kelompok, dan juga awan molekul gergasi yang menyebabkan gangguan kelompok tertumpu ke arah kawasan dalam galaksi, jadi kelompok di kawasan dalam galaksi cenderung tersebar pada usia yang lebih muda daripada rakan-rakan mereka di kawasan luar.[43]

Komposisi najam sunting

 
Sekumpulan bintang berusia beberapa juta tahun di bahagian bawah sebelah kanan menerangi Nebula Tarantula dalam Awan Magellan Besar.

Oleh kerana kelompok terbuka cenderung tersebar sebelum kebanyakan bintangnya mencapai penghujung hayatnya, cahaya daripadanya cenderung dikuasai oleh bintang biru muda yang panas. Bintang-bintang ini adalah yang paling besar, dan mempunyai hayat terpendek beberapa puluh juta tahun. Kelompok terbuka yang lebih tua cenderung mengandungi lebih banyak bintang kuning.

Kekerapan bintang dalam sistem binari telah diperhatikan lebih tinggi dalam kelompok terbuka berbanding di luar kelompok terbuka. Ini dilihat sebagai bukti bahawa bintang tunggal dikeluarkan dari kelompok terbuka kerana interaksi dinamik. [44]

Beberapa kelompok terbuka mengandungi bintang biru panas yang kelihatan jauh lebih muda daripada kelompok yang lain. Hanyutan biru ini juga diperhatikan dalam kelompok globul, dan dalam teras globul yang sangat padat ia dipercayai timbul apabila bintang berlanggar, membentuk bintang yang lebih panas dan lebih besar. Walau bagaimanapun, ketumpatan bintang dalam kelompok terbuka jauh lebih rendah daripada kelompok globul, dan perlanggaran bintang tidak dapat menjelaskan bilangan hanyutan biru yang diperhatikan. Sebaliknya, dianggap bahawa kebanyakannya mungkin berasal apabila interaksi dinamik dengan bintang lain menyebabkan sistem binari bergabung menjadi satu bintang.[45]

Apabila mereka telah menghabiskan bekalan hidrogen melalui pelakuran nuklear, bintang berjisim sederhana hingga rendah melepaskan lapisan luarnya untuk membentuk nebula planet dan berkembang menjadi kerdil putih. Walaupun kebanyakan kelompok tersebar sebelum sebahagian besar ahlinya mencapai peringkat kerdil putih, bilangan kerdil putih dalam kelompok terbuka secara amnya masih jauh lebih rendah daripada yang dijangkakan, memandangkan umur kelompok dan jangkaan taburan jisim awal bagi bintang. Satu penjelasan yang mungkin untuk kekurangan kerdil putih ialah apabila gergasi merah mengeluarkan lapisan luarnya untuk menjadi nebula planet, asimetri sedikit dalam kehilangan bahan boleh memberikan bintang itu 'tendangan' beberapa kilometer sesaat, cukup untuk mengeluarkannya daripada kelompok.[46]

Memandangkan ketumpatannya yang tinggi, pertemuan rapat antara bintang dalam kelompok terbuka adalah perkara biasa. Untuk kelompok biasa dengan 1,000 bintang dengan 0.5 jejari separuh jisim parsek, secara purata bintang akan bertemu dengan ahli lain setiap 10 juta tahun. Kadarnya lebih tinggi dalam kelompok yang lebih padat. Pertemuan ini boleh memberi kesan yang ketara pada cakera bulatan bahan yang mengelilingi banyak bintang muda. Gangguan pasang surut cakera besar boleh mengakibatkan pembentukan planet besar dan kerdil coklat, menghasilkan pasangan pada jarak 100 AU atau lebih daripada bintang induk.[47]

Nasib akhirnya sunting

 
NGC 604 dalam Galaksi Triangulum Galaxy ialah kelompok terbuka yang sangat besar yang dikelilingi oleh rantau H II.

Banyak kelompok terbuka sememangnya tidak stabil, dengan jisim yang cukup kecil sehingga halaju lepas sistem adalah lebih rendah daripada halaju purata bintang juzuknya. Kelompok ini akan bersurai dengan cepat dalam beberapa juta tahun. Dalam kebanyakan kes, pelucutan gas dari mana kelompok terbentuk oleh tekanan sinaran bintang muda panas mengurangkan jisim kelompok yang cukup untuk membolehkan penyebaran pantas.[48]

Kelompok yang mempunyai jisim yang cukup untuk diikat secara graviti sebaik sahaja nebula di sekelilingnya telah tersejat boleh kekal berbeza selama berpuluh-puluh juta tahun, tetapi dari masa ke masa proses dalaman dan luaran juga cenderung untuk menyebarkannya. Secara dalaman, pertemuan rapat antara bintang boleh meningkatkan halaju ahli melebihi halaju melarikan diri kelompok. Ini mengakibatkan 'penyejatan' ahli kelompok secara beransur-ansur.[49]

Secara luaran, kira-kira setiap setengah bilion tahun atau lebih kelompok terbuka cenderung diganggu oleh faktor luaran seperti melalui dekat atau melalui awan molekul. Daya pasang surut graviti yang dihasilkan oleh pertemuan sedemikian cenderung untuk mengganggu kelompok. Akhirnya, kelompok itu menjadi aliran bintang, tidak cukup dekat untuk menjadi kelompok tetapi semuanya berkaitan dan bergerak dalam arah yang sama pada kelajuan yang sama. Skala masa di mana kelompok terganggu bergantung pada ketumpatan bintang awalnya, dengan kelompok yang lebih padat kekal lebih lama. Anggaran separuh hayat kelompok, selepas itu separuh ahli kelompok asal akan hilang, berkisar antara 150–800 juta tahun, bergantung pada ketumpatan asal.[49]

Selepas kelompok menjadi tidak terikat secara graviti, banyak bintang konstituennya masih akan bergerak melalui angkasa pada trajektori yang serupa, dalam apa yang dikenali sebagai persatuan bintang, kelompok bergerak atau kumpulan bergerak. Beberapa bintang paling terang dalam Biduk Ursa Major adalah bekas ahli kelompok terbuka yang kini membentuk persatuan sedemikian, dalam kes ini, Kumpulan Bergerak Ursa Major.[50]Akhirnya halaju relatif mereka yang sedikit berbeza akan melihat mereka bertaburan di seluruh galaksi. Kelompok yang lebih besar kemudiannya dikenali sebagai aliran, jika kita menemui halaju dan umur yang sama bagi bintang yang dipisahkan dengan baik.[51][52]

Mempelajari evolusi bintang sunting

 
Gambar rajah Hertzsprung–Russell untuk dua kelompok terbuka. NGC 188 lebih lama, dan menunjukkan penyimpangan yang lebih rendah daripada jujukan utama daripada yang dilihat dalam M67.

Apabila gambar rajah Hertzsprung–Russell diplot untuk kelompok terbuka, kebanyakan bintang terletak pada jujukan utama.[53] Bintang yang paling besar telah mula berkembang jauh daripada jujukan utama dan menjadi gergasi merah ; kedudukan menyimpang dari jujukan utama boleh digunakan untuk menganggar umur kelompok. [54]

Memandangkan bintang dalam kelompok terbuka semuanya berada pada jarak yang lebih kurang sama dari Bumi, dan dilahirkan pada masa yang hampir sama daripada bahan mentah yang sama, perbezaan kecerahan ketara di kalangan ahli kelompok hanya disebabkan oleh jisimnya.[53] Ini menjadikan kelompok terbuka sangat berguna dalam kajian evolusi bintang, kerana apabila membandingkan satu bintang dengan bintang lain, banyak parameter pembolehubah ditetapkan. [54]

Kajian tentang kelimpahan litium dan berilium dalam bintang kelompok terbuka boleh memberi petunjuk penting tentang evolusi bintang dan struktur dalamannya. Manakala nukleus hidrogen tidak boleh bercantum membentuk helium sehingga suhu mencecah kira-kira 10 juta K, litium dan berilium dimusnahkan pada suhu 2.5 juta K dan 3.5 juta K masing-masing. Ini bermakna bahawa kelimpahan mereka sangat bergantung pada berapa banyak percampuran yang berlaku di bahagian dalam bintang. Dengan mengkaji kelimpahan mereka dalam bintang kelompok terbuka, pembolehubah seperti umur dan komposisi kimia ditetapkan.[55]

Kajian telah menunjukkan bahawa kelimpahan unsur cahaya ini jauh lebih rendah daripada model yang diramalkan oleh evolusi bintang. Walaupun sebab kekurangan ini masih belum difahami sepenuhnya, satu kemungkinan ialah perolakan di bahagian dalam bintang boleh 'terlalu lama' ke kawasan yang sinaran biasanya merupakan mod pengangkutan tenaga yang dominan.[55]

Skala jarak astronomi sunting

 
M11, juga dikenali sebagai 'Kelompok Itik Liar', ialah kelompok yang sangat kaya yang terletak di arah pusat Bima Sakti.

Menentukan jarak ke objek astronomi adalah penting untuk memahaminya, tetapi sebahagian besar objek terlalu jauh untuk jaraknya ditentukan secara langsung. Penentukuran skala jarak astronomi bergantung pada jujukan ukuran tidak langsung dan kadangkala tidak pasti yang mengaitkan objek terdekat, yang mana jarak boleh diukur secara langsung, dengan objek yang semakin jauh.[56] Kelompok terbuka adalah langkah penting dalam urutan ini.

Kelompok terbuka yang paling dekat boleh diukur jaraknya secara langsung dengan salah satu daripada dua kaedah. Pertama, paralaks (perubahan kecil dalam kedudukan ketara dalam tempoh setahun yang disebabkan oleh Bumi bergerak dari satu sisi orbitnya mengelilingi Matahari ke sisi lain) bintang dalam kelompok terbuka rapat boleh diukur, seperti bintang individu lain. Kelompok seperti Pleiades, Hyades dan beberapa yang lain dalam kira-kira 500 tahun cahaya adalah cukup dekat untuk kaedah ini berdaya maju, dan hasil daripada satelit pengukur kedudukan Hipparcos menghasilkan jarak yang tepat untuk beberapa kelompok.[57][58]

Kaedah langsung yang lain ialah kaedah kelompok bergerak yang dipanggil. Ini bergantung pada fakta bahawa bintang-bintang kelompok berkongsi gerakan yang sama melalui ruang angkasa. Mengukur pergerakan ahli kelompok yang betul dan merancang gerakan jelas mereka merentasi langit akan mendedahkan bahawa mereka bertumpu pada titik lenyap. Halaju jejari ahli kelompok boleh ditentukan daripada ukuran anjakan Doppler spektrumnya, dan sebaik sahaja halaju jejarian, gerakan yang betul dan jarak sudut dari kelompok ke titik lenyapnya diketahui, trigonometri mudah akan mendedahkan jarak ke kelompok. Hyades adalah aplikasi yang paling terkenal bagi kaedah ini, yang mendedahkan jarak mereka menjadi 46.3 parsek.[59]

Setelah jarak ke kelompok berdekatan telah ditetapkan, teknik selanjutnya boleh memanjangkan skala jarak ke kelompok yang lebih jauh. Dengan memadankan jujukan utama pada rajah Hertzsprung-Russell untuk kelompok pada jarak yang diketahui dengan kelompok yang lebih jauh, jarak ke kelompok yang lebih jauh boleh dianggarkan. Kelompok terbuka yang terdekat ialah Hyades: persatuan bintang yang terdiri daripada kebanyakan bintang Biduk berada pada kira-kira separuh jarak Hyades, tetapi merupakan persatuan bintang dan bukannya kelompok terbuka kerana bintang-bintang tidak terikat secara graviti antara satu sama lain. Kelompok terbuka yang paling jauh diketahui dalam galaksi kita ialah Berkeley 29, pada jarak kira-kira 15,000 parsek.[60] Kelompok terbuka, terutamanya kelompok bintang super, juga mudah dikesan dalam kebanyakan galaksi Kumpulan Tempatan dan berdekatan: cth, NGC 346 dan SSC R136 dan NGC 1569 A dan B.

Pengetahuan yang tepat tentang jarak kelompok terbuka adalah penting untuk menentukur perhubungan kecerahan tempoh yang ditunjukkan oleh bintang boleh ubah seperti bintang cepheid, yang membolehkan mereka digunakan sebagai lilin piawai. Bintang bercahaya ini boleh dikesan pada jarak yang jauh, dan kemudiannya digunakan untuk melanjutkan skala jarak ke galaksi berdekatan dalam Kumpulan Tempatan.[61] Sesungguhnya, kelompok terbuka yang ditetapkan NGC 7790 menjadi tuan rumah tiga Cepheids klasik..[62][63] Pembolehubah RR Lyrae terlalu lama untuk dikaitkan dengan kelompok terbuka, dan sebaliknya ditemui dalam kelompok globul.

Planet sunting

Bintang dalam kelompok terbuka boleh menjadi tuan rumah eksoplanet, sama seperti bintang di luar kelompok terbuka. Sebagai contoh, kelompok terbuka NGC 6811 mengandungi dua sistem planet yang diketahui, Kepler-66 dan Kepler-67. Selain itu, beberapa Musytari panas diketahui wujud dalam Kelompok Sarang Lebah. [64]

Lihat juga sunting

Rujukan sunting

  1. ^ a b c Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (August 27, 2007). "Open Star Clusters". SEDS. University of Arizona, Lunar and Planetary Lab. Diarkibkan daripada yang asal pada December 22, 2008. Dicapai pada 2009-01-02.
  2. ^ Karttunen, Hannu; dll. (2003). Fundamental astronomy. Physics and Astronomy Online Library (ed. 4th). Springer. m/s. 321. ISBN 3-540-00179-4.
  3. ^ Payne-Gaposchkin, C. (1979). Stars and clusters. Cambridge, Mass.: Harvard University Press. Bibcode:1979stcl.book.....P. ISBN 0-674-83440-2.
  4. ^ A good example of this is NGC 2244, in the Rosette Nebula. See also Johnson, Harold L. (November 1962). "The Galactic Cluster, NGC 2244". Astrophysical Journal. 136: 1135. Bibcode:1962ApJ...136.1135J. doi:10.1086/147466.
  5. ^ Neata, Emil. "Open Star Clusters: Information and Observations". Night Sky Info. Dicapai pada 2009-01-02.
  6. ^ "VISTA Finds 96 Star Clusters Hidden Behind Dust". ESO Science Release. Dicapai pada 3 August 2011.
  7. ^ Moore, Patrick; Rees, Robin (2011), Patrick Moore's Data Book of Astronomy (ed. 2nd), Cambridge University Press, m/s. 339, ISBN 978-0-521-89935-2
  8. ^ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Practical astronomy handbook (ed. 2nd). Cambridge University Press. m/s. 6–7. ISBN 0-521-37079-5.
  9. ^ a b c Kaler, James B. (2006). Cambridge Encyclopedia of Stars. Cambridge University Press. m/s. 167. ISBN 0-521-81803-6.
  10. ^ "A Star Cluster in the Wake of Carina". ESO Press Release. Dicapai pada 27 May 2014.
  11. ^ Maran, Stephen P.; Marschall, Laurence A. (2009), Galileo's new universe: the revolution in our understanding of the cosmos, BenBella Books, m/s. 128, ISBN 978-1-933771-59-5
  12. ^ D'Onofrio, Mauro; Burigana, Carlo (17 July 2009). "Introduction". Dalam Mauro D'Onofrio; Carlo Burigana (penyunting). Questions of Modern Cosmology: Galileo's Legacy. Springer, 2009. m/s. 1. ISBN 978-3-642-00791-0.
  13. ^ Fodera-Serio, G.; Indorato, L.; Nastasi, P. (February 1985), "Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology", Journal for the History of Astronomy, 16 (1): 1, Bibcode:1985JHA....16....1F, doi:10.1177/002182868501600101
  14. ^ Jones, K. G. (August 1986). "Some Notes on Hodierna's Nebulae". Journal for the History of Astronomy. 17 (50): 187–188. Bibcode:1986JHA....17..187J. doi:10.1177/002182868601700303. S2CID 117590918.
  15. ^ Chapman, A. (December 1989), "William Herschel and the Measurement of Space", Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 30 (4): 399–418, Bibcode:1989QJRAS..30..399C
  16. ^ 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. 57: 234–264. Bibcode:1767RSPT...57..234M. doi:10.1098/rstl.1767.0028.
  17. ^ Hoskin, M. (1979). "Herschel, William's Early Investigations of Nebulae - a Reassessment". Journal for the History of Astronomy. 10: 165–176. Bibcode:1979JHA....10..165H. doi:10.1177/002182867901000302.
  18. ^ Hoskin, M. (February 1987). "Herschel's Cosmology". Journal for the History of Astronomy. 18 (1): 1–34, 20. Bibcode:1987JHA....18....1H. doi:10.1177/002182868701800101. S2CID 125888787.
  19. ^ Bok, Bart J.; Bok, Priscilla F. (1981). The Milky Way. Harvard books on astronomy (ed. 5th). Harvard University Press. m/s. 136. ISBN 0-674-57503-2.
  20. ^ Binney, James; Merrifield, Michael (1998), Galactic astronomy, Princeton series in astrophysics, Princeton University Press, m/s. 377, ISBN 0-691-02565-7
  21. ^ Basu, Baidyanath (2003). An Introduction to Astrophysics. PHI Learning Pvt. Ltd. m/s. 218. ISBN 81-203-1121-3.
  22. ^ Trumpler, R. J. (December 1925). "Spectral Types in Open Clusters". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 37 (220): 307. Bibcode:1925PASP...37..307T. doi:10.1086/123509.
  23. ^ Barnard, E. E. (1931), "Micrometric measures of star clusters", Publications of the Yerkes Observatory, 6: 1–106, Bibcode:1931PYerO...6....1B
  24. ^ van Maanen, Adriaan (1919), "No. 167. Investigations on proper motion. Furst paper: The motions of 85 stars in the neighborhood of Atlas and Pleione", Contributions from the Mount Wilson Observatory, Carnegie Institution of Washington, 167: 1–15, Bibcode:1919CMWCI.167....1V
  25. ^ van Maanen, Adriaan (July 1945), "Investigations on Proper Motion. XXIV. Further Measures in the Pleiades Cluster", Astrophysical Journal, 102: 26–31, Bibcode:1945ApJ...102...26V, doi:10.1086/144736
  26. ^ Strand, K. Aa. (December 1977), "Hertzsprung's Contributions to the HR Diagram", dalam Philip, A. G. Davis; DeVorkin, David H. (penyunting), The HR Diagram, In Memory of Henry Norris Russell, IAU Symposium No. 80, held November 2, 1977, 80, National Academy of Sciences, Washington, DC, m/s. 55–59, Bibcode:1977IAUS...80S..55S
  27. ^ a b c d Lada, C. J. (January 2010), "The physics and modes of star cluster formation: observations", Philosophical Transactions of the Royal Society A, 368 (1913): 713–731, arXiv:0911.0779, Bibcode:2010RSPTA.368..713L, doi:10.1098/rsta.2009.0264, PMID 20083503, S2CID 20180097
  28. ^ a b Shu, Frank H.; Adams, Fred C.; Lizano, Susana (1987), "Star formation in molecular clouds - Observation and theory", Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25: 23–81, Bibcode:1987ARA&A..25...23S, doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.000323
  29. ^ Battinelli, P.; Capuzzo-Dolcetta, R. (1991). "Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 249: 76–83. Bibcode:1991MNRAS.249...76B. doi:10.1093/mnras/249.1.76.
  30. ^ Kroupa, Pavel; Aarseth, Sverre; Hurley, Jarrod (March 2001), "The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 321 (4): 699–712, arXiv:astro-ph/0009470, Bibcode:2001MNRAS.321..699K, doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x, S2CID 11660522
  31. ^ Kroupa, P. (October 4–7, 2004). "The Fundamental Building Blocks of Galaxies". In C. Turon. Observatoire de Paris-Meudon. 2005. m/s. 629.
  32. ^ Elmegreen, Bruce G.; Efremov, Yuri N. (1997). "A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas". The Astrophysical Journal. 480 (1): 235–245. Bibcode:1997ApJ...480..235E. doi:10.1086/303966.
  33. ^ Eggen, O. J. (1960). "Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 120 (6): 540–562. Bibcode:1960MNRAS.120..540E. doi:10.1093/mnras/120.6.540.
  34. ^ Subramaniam, A.; Gorti, U.; Sagar, R.; Bhatt, H. C. (1995). "Probable binary open star clusters in the Galaxy". Astronomy and Astrophysics. 302: 86–89. Bibcode:1995A&A...302...86S.
  35. ^ "Buried in the Heart of a Giant". Dicapai pada 1 July 2015.
  36. ^ Nilakshi, S.R.; Pandey, A.K.; Mohan, V. (2002). "A study of spatial structure of galactic open star clusters". Astronomy and Astrophysics. 383 (1): 153–162. Bibcode:2002A&A...383..153N. doi:10.1051/0004-6361:20011719.
  37. ^ Trumpler, R.J. (1930). "Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters". Lick Observatory Bulletin. Berkeley: University of California Press. 14 (420): 154–188. Bibcode:1930LicOB..14..154T. doi:10.5479/ADS/bib/1930LicOB.14.154T.
  38. ^ 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. 389 (3): 871–873. arXiv:astro-ph/0203351. Bibcode:2002A&A...389..871D. doi:10.1051/0004-6361:20020668. S2CID 18502004.
  39. ^ Janes, K.A.; Phelps, R.L. (1980). "The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk". The Astronomical Journal. 108: 1773–1785. Bibcode:1994AJ....108.1773J. doi:10.1086/117192.
  40. ^ Hunter, D. (1997). "Star Formation in Irregular Galaxies: A Review of Several Key Questions". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109: 937–950. Bibcode:1997PASP..109..937H. doi:10.1086/133965.
  41. ^ Binney, J.; Merrifield, M. (1998). Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0. OCLC 39108765.
  42. ^ Friel, Eileen D. (1995). "The Old Open Clusters Of The Milky Way". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33: 381–414. Bibcode:1995ARA&A..33..381F. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.002121.
  43. ^ van den Bergh, S.; McClure, R.D. (1980). "Galactic distribution of the oldest open clusters". Astronomy & Astrophysics. 88: 360. Bibcode:1980A&A....88..360V.
  44. ^ Torres, Guillermo; Latham, David W.; Quinn, Samuel N. (2021). "Long-term Spectroscopic Survey of the Pleiades Cluster: The Binary Population". The Astrophysical Journal. 921 (2): 117. arXiv:2107.10259. Bibcode:2021ApJ...921..117T. doi:10.3847/1538-4357/ac1585.
  45. ^ Andronov, N.; Pinsonneault, M.; Terndrup, D. (2003). "Formation of Blue Stragglers in Open Clusters". Bulletin of the American Astronomical Society. 35: 1343. Bibcode:2003AAS...203.8504A.
  46. ^ 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. 595 (1): L53–L56. arXiv:astro-ph/0308261. Bibcode:2003ApJ...595L..53F. doi:10.1086/379005. S2CID 15439614.
  47. ^ Thies, Ingo; Kroupa, Pavel; Goodwin, Simon P.; Stamatellos, Dimitrios; Whitworth, Anthony P. (July 2010), "Tidally Induced Brown Dwarf and Planet Formation in Circumstellar Disks", The Astrophysical Journal, 717 (1): 577–585, arXiv:1005.3017, Bibcode:2010ApJ...717..577T, doi:10.1088/0004-637X/717/1/577, S2CID 3438729
  48. ^ Hills, J. G. (February 1, 1980). "The effect of mass loss on the dynamical evolution of a stellar system - Analytic approximations". Astrophysical Journal. 235 (1): 986–991. Bibcode:1980ApJ...235..986H. doi:10.1086/157703.
  49. ^ a b de La Fuente, M.R. (1998). "Dynamical Evolution of Open Star Clusters". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 110 (751): 1117. Bibcode:1998PASP..110.1117D. doi:10.1086/316220.
  50. ^ Soderblom, David R.; Mayor, Michel (1993). "Stellar kinematic groups. I - The Ursa Major group". Astronomical Journal. 105 (1): 226–249. Bibcode:1993AJ....105..226S. doi:10.1086/116422. ISSN 0004-6256.
  51. ^ Majewski, S. R.; Hawley, S. L.; Munn, J. A. (1996). "Moving Groups, Stellar Streams and Phase Space Substructure in the Galactic Halo". ASP Conference Series. 92: 119. Bibcode:1996ASPC...92..119M.
  52. ^ Sick, Jonathan; de Jong, R. S. (2006). "A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies". Bulletin of the American Astronomical Society. 38: 1191. Bibcode:2006AAS...20921105S.
  53. ^ a b "Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare" (dalam bahasa Itali). O.R.S.A. - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Dicapai pada 2009-01-06.
  54. ^ a b Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (2017). An Introduction to Modern Astrophysics (ed. 2nd). Cambridge University Press. m/s. 476–477. ISBN 978-1-108-42216-1.
  55. ^ a b 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. 116 (825): 997–1011. Bibcode:2004PASP..116..997V. doi:10.1086/426340.
  56. ^ Keel, Bill. "The Extragalactic Distance Scale". Department of Physics and Astronomy - University of Alabama. Dicapai pada 2009-01-09.
  57. ^ Brown, A.G.A. (2001). "Open clusters and OB associations: a review". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 11: 89–96. Bibcode:2001RMxAC..11...89B.
  58. ^ Percival, S. M.; Salaris, M.; Kilkenny, D. (2003). "The open cluster distance scale - A new empirical approach". Astronomy & Astrophysics. 400 (2): 541–552. arXiv:astro-ph/0301219. Bibcode:2003A&A...400..541P. doi:10.1051/0004-6361:20030092. S2CID 10544370.
  59. ^ Hanson, R.B. (1975). "A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster". Astronomical Journal. 80: 379–401. Bibcode:1975AJ.....80..379H. doi:10.1086/111753.
  60. ^ 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. 429 (3): 881–886. arXiv:astro-ph/0409046. Bibcode:2005A&A...429..881B. doi:10.1051/0004-6361:20041049. S2CID 16669438.
  61. ^ Rowan-Robinson, Michael (March 1988). "The extragalactic distance scale". Space Science Reviews. 48 (1–2): 1–71. Bibcode:1988SSRv...48....1R. doi:10.1007/BF00183129. ISSN 0038-6308. S2CID 121736592.
  62. ^ Sandage, Allan (1958). Cepheids in Galactic Clusters. I. CF Cass in NGC 7790., AJ, 128
  63. ^ Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Berdnikov, L.; Balam, D.; Moyano, M.; Gallo, L.; Turner, D.; Lane, D.; Gieren, W.; Borissova, J.; Kovtyukh, V.; Beletsky, Y. (2013). Anchors for the cosmic distance scale: the Cepheids U Sagittarii, CF Cassiopeiae, and CEab Cassiopeiae, A&A, 260
  64. ^ Quinn, Samuel N.; White, Russel J.; Latham, David W.; Buchhave, Lars A.; Cantrell, Justin R.; Dahm, Scott E.; Fűrész, Gabor; Szentgyorgyi, Andrew H.; Geary, John C. (2012-08-22). "Two 'b's in the Beehive: The Discovery of the First Hot Jupiters in an Open Cluster". The Astrophysical Journal. The American Astronomical Society. 756 (2): L33. arXiv:1207.0818. Bibcode:2012ApJ...756L..33Q. doi:10.1088/2041-8205/756/2/L33.

Bacaan lanjut sunting

Pautan luar sunting

Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Kelompok_terbuka&oldid=5805707"