กระจุกดาวลูกไก่ หนึ่งในกระจุกดาวเปิดที่มีชื่อเสียงมากที่สุด
**กระจุกดาวเปิด** (อังกฤษ: Open Cluster) เป็นกลุ่มของดาวฤกษ์จำนวนหลายพันดวงที่รวมกลุ่มกันอยู่ในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ชุดเดียวกัน และมีแรงโน้มถ่วงดึงดูดต่อกันและกันอย่างหลวม ๆ กระจุกดาวเปิดจะพบได้ในดาราจักรชนิดก้นหอยและชนิดไร้รูปร่างเท่านั้น ซึ่งเป็นดาราจักรที่ยังมีการก่อตัวของดาวฤกษ์ดำเนินอยู่ โดยทั่วไปมีอายุน้อยกว่าร้อยล้านปี และมักถูกรบกวนจากกระจุกดาวอื่นหรือกลุ่มเมฆที่มันโคจรอยู่ใกล้ ๆ ทำให้สูญเสียสมาชิกในกระจุกดาวไปบ้างในการประจันหน้าเช่นนั้น

กระจุกดาวเปิดที่มีอายุน้อยอาจยังคงอยู่ในกลุ่มเมฆโมเลกุลซึ่งมันก่อตัวขึ้นมา ส่องแสงและความร้อนจนสามารถสร้างบริเวณเอช 2 ขึ้นมาได้ เมื่อเวลาผ่านไป แรงดันของการแผ่รังสีจากกระจุกดาวจะทำให้เมฆโมเลกุลกระจัดกระจายออกไป โดยทั่วไปมวลของแก๊สในกลุ่มเมฆประมาณร้อยละ 10 จะรวมเข้าอยู่ในดาวฤกษ์ก่อนที่แรงดันของการแผ่รังสีจะผลักพวกมันออกไปเสีย

กระจุกดาวเปิดเป็นวัตถุท้องฟ้าที่สำคัญมากในการศึกษาวิวัฒนาการของดวงดาว เพราะดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเดียวกันจะมีอายุใกล้เคียงกันและมีลักษณะทางเคมีคล้ายคลึงกัน การศึกษาผลกระทบต่อตัวแปรอันละเอียดอ่อนต่าง ๆ ของคุณลักษณะของดวงดาวจึงทำได้ง่ายกว่าการศึกษาดาวฤกษ์เดี่ยว ๆ

กระจุกดาวเปิดจำนวนหนึ่ง เช่น กระจุกดาวลูกไก่ กระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัว หรือ กระจุกดาวอัลฟาเพอร์เซย์ เป็นกระจุกดาวที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า กระจุกดาวบางจำพวกเช่นกระจุกดาวแฝดจะมองเห็นได้ค่อนข้างยากหากไม่ใช้เครื่องมือช่วย ส่วนอื่น ๆ ที่เหลือจะมองเห็นได้โดยใช้กล้องสองตาหรือกล้องโทรทรรศน์

ประวัติการสังเกตการณ์
---------------------

กระจุกดาวเปิดที่มีชื่อเสียงมากที่สุด คือกระจุกดาวลูกไก่ เป็นที่รู้จักกันมาเนิ่นนานนับแต่โบราณว่าเป็นกลุ่มของดวงดาว ส่วนกระจุกดาวอื่น ๆ จะเป็นที่รู้จักเพียงกลุ่มแสงฝ้า ๆ บนฟ้าเท่านั้น กว่าจะเป็นที่ทราบกันว่ากลุ่มแสงฝ้าเหล่านั้นเป็นกลุ่มของดาวหลายดวง ก็เมื่อมีการคิดค้นกล้องโทรทรรศน์ขึ้นแล้ว การสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ช่วยทำให้แยกแยะประเภทของกระจุกดาวสองจำพวกออกจากกันได้ พวกหนึ่งคือกลุ่มของดาวฤกษ์หลายพันดวงที่มีการกระจายตัวกันแบบทรงกลมปกติ มักพบในบริเวณใกล้ศูนย์กลางของดาราจักรทางช้างเผือก อีกพวกหนึ่งมีดวงดาวรวมกันอยู่แบบกระจัดกระจาย ไม่มีรูปร่างที่แน่นอน มักพบในท้องฟ้าส่วนอื่นโดยทั่วไป นักดาราศาสตร์เรียกกระจุกดาวแบบแรกว่า **กระจุกดาวทรงกลม** และเรียกกระจุกดาวแบบหลังว่า **กระจุกดาวเปิด** ในบางครั้งอาจจะเรียกกระจุกดาวเปิดว่าเป็น *กระจุกของดาราจักร* เนื่องจากจะพบได้เพียงบนระนาบของดาราจักรทางช้างเผือกเท่านั้น ดังจะอธิบายต่อไปด้านล่าง

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

แม้จะแบ่งกระจุกดาวออกเป็นสองพวก คือกระจุกดาวเปิดและกระจุกดาวทรงกลม แต่ในบางครั้งก็อาจไม่เห็นความแตกต่างมากนักระหว่างกระจุกดาวทรงกลมที่ค่อนข้างกระจายตัว กับกระจุกดาวเปิดแบบที่ค่อนข้างหนาแน่น นักดาราศาสตร์บางคนเชื่อว่ากระจุกดาวทั้งสองประเภทนี้ก่อตัวขึ้นด้วยกลไกพื้นฐานที่เหมือน ๆ กัน แตกต่างกันแต่เพียงเงื่อนไขที่ช่วยให้การก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลมแบบหนาแน่น ที่มีดาวฤกษ์นับแสน ๆ ดวงไม่อาจพบได้ในดาราจักรของเราเท่านั้น

การก่อตัว
---------

แสงอินฟราเรดแสดงให้เห็นกระจุกดาวเปิดอันหนาแน่นที่อยู่ในใจกลางเนบิวลานายพราน
ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มักมีการจับกลุ่มกันเป็นระบบดาวหลายดวงมานับแต่แรกเริ่ม เพราะกลุ่มแก๊สที่มีมวลจำนวนมากขนาดหลาย ๆ เท่าของมวลดวงอาทิตย์เท่านั้นจึงจะหนักมากพอที่จะยุบตัวลงด้วยแรงโน้มถ่วงของตัวมันเองได้ และเมฆแก๊สที่มีมวลมากขนาดนั้นไม่สามารถยุบตัวลงเป็นดาวฤกษ์เดี่ยวเพียงดวงเดียว

การก่อตัวของกระจุกดาวเปิดเริ่มต้นขึ้นเมื่อมีการยุบตัวลงบางส่วนของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ กลุ่มเมฆแก๊สที่ทั้งเย็นและหนาแน่นนี้มีมวลเป็นหลายพันเท่าของมวลดวงอาทิตย์ มีปัจจัยมากมายที่อาจทำให้เมฆโมเลกุลเหล่านี้ยุบตัวลง (หรือยุบลงบางส่วน) หรือทำให้เกิดการระเบิดในระหว่างการกำเนิดของดาวฤกษ์ ซึ่งทำให้กลายเป็นกระจุกดาวเปิด ปัจจัยเหล่านั้นรวมถึงคลื่นกระแทกจากซูเปอร์โนวาใกล้เคียงหรือจากปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วง เมื่อเมฆโมเลกุลยักษ์เริ่มยุบตัวลง ดาวฤกษ์ก็เริ่มก่อตัวขึ้นระหว่างการแตกตัวของเมฆอย่างต่อเนื่องเป็นชิ้นส่วนที่เล็กลงและเล็กลงเรื่อย ๆ ผลที่ได้ทำให้เกิดเป็นดาวฤกษ์จำนวนนับพันดวง สำหรับในดาราจักรของเรา อัตราการก่อตัวของกระจุกดาวเปิดอยู่ที่ประมาณหนึ่งครั้งต่อทุก ๆ เวลาไม่กี่พันปี

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

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

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

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

สัณฐานและการแบ่งประเภท
----------------------

กระจุกดาวเปิดมีหลายรูปแบบตั้งแต่แบบที่กระจัดกระจายกันอย่างมากโดยมีสมาชิกในกลุ่มเพียงไม่กี่ดวง จนถึงแบบที่เกาะกลุ่มกันพร้อมกับดาวฤกษ์นับพันดวง โดยทั่วไปลักษณะของกระจุกดาวเปิดจะมีใจกลางที่หนาแน่นเป็นเอกเทศ ล้อมรอบด้วย "โคโรนา" จาง ๆ จากสมาชิกอื่น ๆ ในกระจุก แกนกลางมักมีขนาดตามแนวขวางประมาณ 3-4 ปีแสง โดยที่โคโรนาจะขยายออกไปจากจุดศูนย์กลางอีกประมาณ 20 ปีแสง ความหนาแน่นของดาวฤกษ์ในบริเวณใจกลางกระจุกโดยส่วนใหญ่อยู่ที่ 1.5 ดวงต่อลูกบาศก์ปีแสง (เปรียบเทียบกับความหนาแน่นของดาวฤกษ์อื่น ๆ ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ของเรามีค่าประมาณ 0.003 ดวงต่อลูกบาศก์ปีแสง) 

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

ดังนั้น ตามแบบแผนของทรัมเพลอร์ กระจุกดาวลูกไก่จึงถูกจัดประเภทด้วยรหัสว่า I3rn คือมีการรวมกลุ่มอย่างเข้มมาก มีดาวฤกษ์เป็นสมาชิกอยู่เยอะและอยู่ในย่านเนบิวลา ส่วนกระจุกดาวไฮยาดีสที่อยู่ใกล้ ๆ กันจัดประเภทเป็น II3m เพราะมีการกระจายตัวมากกว่าและมีสมาชิกดาวฤกษ์น้อยกว่า

จำนวนและการกระจายตัว
--------------------

NGC 346 กระจุกดาวเปิดในเมฆแมเจลแลนเล็ก
ในดาราจักรของเรามีกระจุกดาวเปิดที่เป็นที่รู้จักแล้วมากกว่า 1,000 แห่ง แต่จำนวนที่แท้จริงอาจมากกว่านั้นนับเป็นสิบเท่าก็ได้ ในดาราจักรชนิดก้นหอยจะสามารถพบกระจุกดาวเปิดได้เสมอในแขนกังหันของดาราจักร อันเป็นที่ซึ่งมีความหนาแน่นของแก๊สสูงที่สุดและมักเป็นแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์ใหม่จำนวนมาก ครั้นเมื่อดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นแล้วก็จะกระจายแยกกันออกไปก่อนจะทันเคลื่อนที่ไปตามแขนกังหัน กระจุกดาวเปิดที่ค่อนข้างรวมกลุ่มกันใกล้ชิดมักจะอยู่ใกล้กับระนาบของดาราจักร สำหรับดาราจักรของเราระนาบนี้มีความสูงประมาณ 180 ปีแสง เปรียบเทียบกับรัศมีของดาราจักรซึ่งมีค่าประมาณ 100,000 ปีแสง

สำหรับในดาราจักรไร้รูปแบบจะสามารถพบกระจุกดาวเปิดได้ตลอดทั่วไป โดยที่การรวมกลุ่มภายในกระจุกดาวจะสูงที่สุดในบริเวณที่มีความหนาแน่นของแก๊สมากที่สุด เราไม่พบกระจุกดาวเปิดในดาราจักรชนิดรี เพราะการก่อตัวของดาวฤกษ์ในดาราจักรชนิดนี้เกิดขึ้นเป็นเวลาหลายล้านปีมาแล้ว ดังนั้นกระจุกดาวเปิดใดที่เคยมีอยู่ก็ได้กระจัดกระจายไปจนหมดแล้ว

การกระจายตัวของกระจุกดาวเปิดในดาราจักรของเราขึ้นอยู่กับอายุของมัน กระจุกดาวเปิดที่มีอายุมากจะค่อนข้างพบได้ที่ระยะห่างจากใจกลางดาราจักรค่อนข้างมาก ยิ่งใกล้ใจกลางดาราจักรมาก แรงดึงดูดระหว่างดาวก็ยิ่งแรง ทำให้อัตราการกระจายตัวของกระจุกดาวเพิ่มมากขึ้น เช่นเดียวกับเมฆโมเลกุลยักษ์ที่เป็นสาเหตุการกระจายตัวของกระจุกดาวก็มีความเข้มข้นในย่านในของดาราจักรสูงกว่า ดังนั้นกระจุกดาวที่อยู่ในย่านในของดาราจักรจึงมีแนวโน้มที่จะกระจายตัวออกไปมากนับแต่ยังมีอายุน้อย ๆ ไม่เหมือนกับกระจุกดาวที่อยู่ในย่านนอก

องค์ประกอบ
----------

กระจุกดาวอายุเพียงไม่กี่ล้านปี (มุมขวาล่าง) ส่องแสงระยิบระยับอยู่ในเนบิวลาบึ้งในเมฆแมเจลแลนใหญ่
ดังที่ทราบแล้วว่า ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเปิดมักกระจายตัวกันออกไปก่อนที่มันจะถึงจุดสิ้นอายุขัย ดังนั้นแสงจากกระจุกดาวเปิดจึงมักเกิดจากดาวฤกษ์สีน้ำเงินความร้อนสูงที่มีอายุเยาว์ ดวงดาวเหล่านี้มีมวลมาก และมีอายุน้อยที่สุดเพียงไม่กี่สิบล้านปีเท่านั้น กระจุกดาวเปิดที่มีอายุมากจะให้แสงค่อนไปทางเหลืองมากกว่า

กระจุกดาวเปิดบางแห่งอาจมีสมาชิกเป็นดาวฤกษ์สีน้ำเงินที่อายุน้อยกว่าดวงอื่น ๆ ในกระจุก เราอาจพบดาวฤกษ์สีน้ำเงินเหล่านี้ในย่านใจกลางที่หนาแน่นของกระจุกดาวทรงกลมได้ด้วยเช่นกัน การที่มันอยู่ในย่านใจกลางจึงเชื่อว่ามันน่าจะเกิดขึ้นจากการสลายตัวของดาวฤกษ์อื่น ทำให้เกิดเป็นดาวฤกษ์ดวงใหม่ที่มีมวลและความร้อนสูงกว่าเดิม อย่างไรก็ดี ความหนาแน่นของดวงดาวในกระจุกดาวเปิดนั้นน้อยกว่าในกระจุกดาวทรงกลม การแตกสลายของดาวฤกษ์จึงไม่อาจเป็นคำอธิบายที่สมเหตุสมผลสำหรับกรณีนี้ แต่สันนิษฐานว่ามันอาจเกิดจากปฏิกิริยาระหว่างดาวนั่นเองและทำให้ระบบดาวคู่ที่มีอยู่รวมตัวกันเข้ากลายเป็นดาวดวงเดียว

สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลปานกลางจนถึงค่อนข้างน้อย หลังจากที่ใช้ไฮโดรเจนหมดไปในปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นแล้ว รอบนอกของดาวฤกษ์เหล่านี้จะแปลงไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แล้วจึงค่อย ๆ เปลี่ยนไปเป็นดาวแคระขาว แต่แม้ว่ากระจุกดาวส่วนใหญ่จะกระจัดกระจายตัวออกไปก่อนที่สมาชิกส่วนใหญ่จะแปรสภาพไปเป็นดาวแคระขาว ทว่าจำนวนของดาวแคระขาวที่พบในกระจุกดาวเปิดกลับต่ำกว่าที่คาดเมื่อดูจากอายุของกระจุกดาวและการคาดการณ์การกระจายตัวของมวลดาวฤกษ์ในตอนเริ่มต้น คำอธิบายหนึ่งที่เป็นไปได้คือ เมื่อดาวยักษ์แดงแปรขอบเขตชั้นนอกของตนไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แล้ว ก็เกิดความไม่สมมาตรขึ้นเนื่องจากการสูญเสียมวล ทำให้ดาวดวงนั้นถูก "เตะ" ด้วยความเร็วหลายกิโลเมตรต่อวินาที ซึ่งมากพอจะผลักดาวดวงนั้นออกไปจากกระจุกดาวได้

การสิ้นสุด
----------

NGC 604 ในดาราจักรไทรแองกูลัม กระจุกดาวเปิดที่มีมวลหนาแน่นแห่งหนึ่ง ล้อมรอบด้วยย่านเอช 2
กระจุกดาวเปิดจำนวนมากมีลักษณะไม่เสถียรอยู่แล้วตามธรรมชาติ โดยที่มีมวลน้อย ๆ จำนวนหนึ่งมีความเร็วหนีออกจากระบบที่ต่ำกว่าความเร็วเฉลี่ยของดาวในกระจุก กระจุกดาวเหล่านี้มีแนวโน้มจะแตกกระจายออกไปในเวลาเพียงไม่กี่ล้านปี โดยมากแถบแก๊สจากกระจุกดาวซึ่งเกิดจากแรงดันการแผ่รังสีของดาวฤกษ์อายุเยาว์ความร้อนสูงจะแผ่กระจายหนีออกไปทำให้มวลของกระจุกดาวลดน้อยลงจนทำให้เกิดการกระจายตัวได้อย่างรวดเร็ว

กระจุกดาวที่มีมวลมากพอจะเกิดแรงโน้มถ่วงของตนขึ้นดึงดูดกันและกันขณะที่เนบิวลารอบ ๆ กำลังกลายเป็นไอ จะสามารถดำรงสภาพอยู่ได้เป็นเวลาหลายสิบล้านปี แต่ตลอดเวลาที่ผ่านไปกระบวนการทั้งภายในและภายนอกก็ยังคงพยายามทำให้มันกระจายตัวออก สำหรับกระบวนการภายใน การที่สมาชิกในกระจุกดาวประจันหน้ากันมักทำให้ความเร็วของสมาชิกนั้นเพิ่มขึ้นจนสูงเกินกว่าความเร็วหนีจากกระจุกดาว ซึ่งส่งผลให้ "การแตกกระจาย" ของดาวสมาชิกอื่นในกระจุกค่อย ๆ ลดลง

ด้านกระบวนการภายนอก ทุก ๆ ช่วงครึ่งพันล้านปีกระจุกดาวเปิดมีแนวโน้มจะถูกรบกวนจากปัจจัยนอกระบบ เช่นการผ่านเข้าใกล้หรือผ่านทะลุเข้าไปในเมฆโมเลกุล แรงดึงดูดระหว่างมวลทำให้เกิดความปั่นป่วนขึ้นภายในกระจุกดาว ผลที่เกิดคือกระจุกดาวจะกลายเป็นธารดาวฤกษ์ ซึ่งดาวสมาชิกไม่อยู่ใกล้กันมากพอจะเป็นกระจุกดาว แต่ยังมีความเกี่ยวเนื่องกัน เคลื่อนที่ไปในทิศทางเดียวกันด้วยความเร็วพอ ๆ กัน ระยะเวลาที่กระจุกดาวถูกทำให้ปั่นป่วนนี้ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นดาวฤกษ์ในช่วงเริ่มต้น ยิ่งกระจุกดาวมีความหนาแน่นมากก็จะใช้เวลานานมากกว่า ประมาณค่าครึ่งชีวิตของกระจุกดาว คือจำนวนสมาชิกนับแต่เริ่มต้นครึ่งหนึ่งแตกกระจายหรือสลายไป อยู่ในราว 150-800 ล้านปีขึ้นกับความหนาแน่นเริ่มต้นของกระจุกดาวนั้น

หลังจากที่กระจุกดาวสูญเสียแรงดึงดูดระหว่างกันไปแล้ว ดาวสมาชิกจำนวนมากอาจยังคงเคลื่อนที่ผ่านห้วงอวกาศไปด้วยวิถีเดียวกันอยู่ ซึ่งเราเรียกลักษณะเช่นนี้ว่า ชุมนุมดาว หรือ กระจุกดาวเคลื่อนที่ หรือ กลุ่มเคลื่อนที่ ดาวสุกสว่างหลายดวงที่บริเวณ "ก้านกระบวย" ของกลุ่มดาวหมีใหญ่เป็นสมาชิกดั้งเดิมของกระจุกดาวเปิดแห่งหนึ่งซึ่งปัจจุบันรวมตัวกันอยู่อย่างหลวม ๆ เป็นชุมนุม ในกรณีนี้กลุ่มดาวหมีใหญ่เองก็เป็น "กลุ่มเคลื่อนที่" เมื่อเวลาผ่านไปความเร็วสัมพันธ์ของดาวสมาชิกจะค่อย ๆ แตกต่างกันมากขึ้น ทำให้เห็นดาวเหล่านี้แยกกระจัดกระจายออกห่างจากกันไปในดาราจักร โครงสร้างกระจุกดาวที่กว้างขึ้นไปจะเรียกว่าเป็น "ธาร" ซึ่งสันนิษฐานได้จากดาวฤกษ์ที่ไม่มีความเกี่ยวพันกันแต่กลับมีความเร็วและอายุใกล้เคียงกัน

การศึกษาวิวัฒนาการของดาว
------------------------

การพล็อตกระจุกดาวสองแห่งบนไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ กระจุกดาว NGC 188 มีอายุมากกว่า จะมีจุดหักเหออกจากแถบลำดับหลักต่ำกว่า M67
เมื่อนำกระจุกดาวเปิดมาพล็อตบนไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ จะพบว่าดาวส่วนใหญ่จะอยู่บนแถบลำดับหลัก ดาวที่มีมวลมากที่สุดจะเริ่มเคลื่อนออกจากแถบลำดับหลักและกลายไปเป็นดาวยักษ์แดง ตำแหน่งการหันเหออกจากแถบลำดับหลักสามารถนำมาใช้ประเมินอายุของกระจุกดาวได้

เนื่องจากดาวฤกษ์ในกระจุกดาวหนึ่ง ๆ มักมีระยะห่างจากโลกค่อนข้างใกล้เคียงกันและมีอายุพอ ๆ กัน มีกำเนิดมาจากต้นกำเนิดแหล่งเดียวกัน ความแตกต่างของระดับความสว่างปรากฏระหว่างสมาชิกกระจุกดาวเหล่านั้นจึงมีเหตุมาจากมวลที่แตกต่างกันเท่านั้น ข้อเท็จจริงนี้ทำให้กระจุกดาวเปิดมีประโยชน์อย่างมากในการศึกษาวิวัฒนาการของดวงดาว เพราะการเปรียบเทียบดาวดวงหนึ่งกับดาวอีกดวงหนึ่งในกระจุกดาวเดียวกัน ค่าตัวแปรส่วนใหญ่ที่อาจแตกต่างกันนั้นก็เป็นค่าคงตัวแล้ว

การศึกษาเกี่ยวกับลิเธียมและเบอริลเลียมที่มีอยู่อย่างมากมายมหาศาลในดาวต่าง ๆ ของกระจุกดาวเปิดเป็นกุญแจสำคัญที่ทำให้เราเข้าใจวิวัฒนาการของดาวและโครงสร้างภายในของมันได้เป็นอย่างดี โดยที่นิวเคลียสไฮโดรเจนไม่อาจกลายไปเป็นฮีเลียมได้จนกว่าอุณหภูมิจะสูงถึง 10 ล้านเคลวิน ลิเธียมกับเบอริลเลียมจะแตกตัวที่อุณหภูมิเพียง 2.5 ล้านเคลวินและ 3.5 ล้านเคลวินตามลำดับ หมายความว่าปริมาณแก๊สทั้งสองชนิดนี้จะมีมากหรือน้อยขึ้นอยู่กับปริมาณของส่วนผสมและปัจจัยต่าง ๆ ที่ล้อมรอบดาวนั้น ๆ เมื่อเราศึกษาปริมาณแก๊สของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเปิดเดียวกัน ตัวแปรอื่น ๆ เช่นอายุของดาวและองค์ประกอบทางเคมีก็จะมีค่าเท่ากัน

ผลการศึกษาพบว่าปริมาณองค์ประกอบเบาเหล่านี้มีอยู่น้อยกว่าที่คาดการณ์ไว้ในแบบจำลองวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ซึ่งยังไม่อาจเข้าใจว่าเหตุใดจึงเป็นเช่นนั้น เหตุผลหนึ่งที่เป็นไปได้คือ การพาความร้อนในบรรยากาศของดาวฤกษ์อาจสูงเกินคาดไปในย่านที่รังสีมีอิทธิพลสูงกว่าการเคลื่อนของพลังงานตามปกติ

กระจุกดาวเปิด กับบันไดระยะห่างของจักรวาล
----------------------------------------

กระจุกดาวเป็ดป่า (M11) เป็นกระจุกดาวที่มีดาวสมาชิกจำนวนมาก อยู่ใกล้ศูนย์กลางของทางช้างเผือก
การสามารถระบุระยะห่างระหว่างวัตถุทางดาราศาสตร์มีความสำคัญในการทำความเข้าใจวิวัฒนาการของมัน ทว่าวัตถุเหล่านี้อยู่ห่างกันมากจนการระบุตำแหน่งและระยะห่างโดยตรงไม่สามารถทำได้ การคำนวณระยะห่างในทางดาราศาสตร์จึงอาศัยวิธีการทางอ้อมหรือบางครั้งก็อาศัยการวัดความสัมพันธ์กับวัตถุอื่นใกล้เคียงที่สามารถตรวจวัดระยะห่างได้ การวัดระยะห่างของกระจุกดาวเปิดต้องใช้วิธีการโดยอ้อมเหล่านี้

การวัดระยะห่างของกระจุกดาวเปิดที่ใกล้ที่สุดสามารถทำได้สองวิธี วิธีแรกคือการวัดค่าพารัลแลกซ์ของดาว (เป็นการวัดความเปลี่ยนแปลงของตำแหน่งปรากฏเมื่อผ่านช่วงเวลาหนึ่งปี เมื่อโลกเคลื่อนที่จากตำแหน่งเดิมไปรอบดวงอาทิตย์ครบหนึ่งรอบ) วิธีนี้ใช้ได้กับกระจุกดาวเปิดที่อยู่ใกล้ ๆ เช่นเดียวกับการวัดระยะห่างของดาวฤกษ์เดี่ยวโดยทั่วไป กระจุกดาวบางแห่งเช่นกระจุกดาวลูกไก่ กระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัว ซึ่งอยู่ในระยะ 500 ปีแสง เป็นระยะที่ใกล้พอจะใช้วิธีการเช่นนี้ได้ ผลที่ได้จากการตรวจวัดของดาวเทียมฮิปปาร์คอส (Hipparcos) มีความแม่นยำดีพอควรสำหรับกระจุกดาวหลาย ๆ แห่ง

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

เมื่อสามารถคำนวณระยะห่างของกระจุกดาวใกล้เคียงเราได้แล้ว เราสามารถใช้เทคนิคเดียวกันนี้กับการคำนวณหาระยะห่างของกระจุกดาวอื่นที่ไกลออกไปอีก โดยการจับคู่กระจุกดาวบนแถบลำดับหลักในไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ระหว่างกระจุกดาวที่ทราบระยะห่างแล้วกับกระจุกดาวที่อยู่ไกลออกไป แล้วประเมินระยะห่างระหว่างกระจุกดาวทั้งสอง กระจุกดาวเปิดที่อยู่ใกล้เราที่สุดคือกระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัวหรือกระจุกดาวไฮยาดีส ขณะที่ชุมนุมดาวที่ประกอบด้วยดาวส่วนใหญ่ในกลุ่มเคลื่อนที่หมีใหญ่มีระยะห่างประมาณครึ่งหนึ่งของระยะห่างของไฮยาดีส แต่ชุมนุมดาวไม่เหมือนกับกระจุกดาวเปิดเพราะดาวฤกษ์ในกลุ่มไม่ได้มีแรงดึงดูดเชื่อมโยงระหว่างกัน กระจุกดาวเปิดที่ไกลที่สุดเท่าที่รู้จักในดาราจักรของเราคือกระจุกดาว Berkeley 29 อยู่ห่างออกไปประมาณ 15,000 พาร์เซก นอกจากนี้ยังสามารถตรวจพบกระจุกดาวเปิดได้ง่ายในดาราจักรอื่น ๆ ในกลุ่มท้องถิ่นของเราด้วย

ศาสตร์ในการประเมินระยะห่างของกระจุกดาวเปิดมีความสำคัญอย่างยิ่งในการปรับแต่งค่าโดยละเอียดของความสัมพันธ์ระหว่างช่วงเวลากับความส่องสว่างสำหรับดาวแปรแสง เช่นดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิดและชนิดอาร์อาร์ไลรา ซึ่งจะทำให้สามารถใช้ดาวเหล่านี้เป็นเทียนมาตรฐานได้ เราสามารถมองเห็นดาวส่องสว่างเหล่านี้จากระยะที่ไกลมาก ๆ และสามารถใช้เพื่อตรวจสอบวัตถุที่อยู่ไกลออกไปอีกในดาราจักรอื่นซึ่งอยู่ในกลุ่มท้องถิ่นของเราได้

อ้างอิง
-------

  

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

หนังสืออ่านเพิ่มเติม
--------------------

* W.J. Kaufmann (1994). *Universe*. W H Freeman. ISBN 0-7167-2379-4.
* E.V.P. Smith, K.C. Jacobs, M. Zeilik, S.A. Gregory (1997). *Introductory Astronomy and Astrophysics*. Thomson Learning. ISBN 0-03-006228-4.`{{cite book}}`: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)

แหล่งข้อมูลอื่น
---------------

* สถานีย่อยดาราศาสตร์

* กระจุกดาวเปิด จากเว็บไซต์ SEDS Messier (อังกฤษ)
* ภาพรวมทั่วไปเกี่ยวกับกระจุกดาวเปิด เก็บถาวร 2005-02-18 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน (อังกฤษ)
* กระจุกดาวเปิด - ข้อมูลและผลสังเกตการณ์จากนักดาราศาสตร์สมัครเล่น (อังกฤษ)
* กล่องดวงแก้ว (หรือที่รู้จักในชื่อ NGC 4755 หรือกระจุกดาว Kappa Crucis) - กระจุกดาวเปิดในกลุ่มดาวกางเขนใต้ จาก SKY-MAP.ORG (อังกฤษ)

| * ด
* ค
* ก
ระบบดาวฤกษ์ |
| --- |
| มีขอบเขต | 
* ดาราจักร
* ดาราจักรแคระ
* กระจุกดาวทรงกลม
* กระจุกดาวเปิด
* ระบบดาวคู่
* ระบบดาวหลายดวง

 |
| ไม่มีขอบเขต | 
* ธารดาวฤกษ์
* ชุมนุมดาว
* กลุ่มเคลื่อนที่
* ดาวกระเด็น

 |
| กลุ่มสังเกต | 
* ดาวคู่
* ดาวหลายดวง
* กลุ่มดาว
* ดาวเรียงเด่น
* เมฆดาวฤกษ์

 |
| 
* หมวดหมู่ หมวดหมู่:ระบบดาวฤกษ์

 |