តារាវិទូដែលប្រើឧបករណ៍ MUSE នៅតេឡេស្កុបខ្នាតធំនៅប្រទេសឈីលី បានរកឃើញផ្កាយមួយនៅក្នុងចង្កោម NGC 3201 ដែលមានឥរិយាបទចម្លែកណាស់។ មនុស្ស​ម្នាក់​ទទួល​បាន​អារម្មណ៍​ថា​វា​វិល​ជុំវិញ​ប្រហោង​ខ្មៅ​ដែល​មើល​មិន​ឃើញ​ដែល​មាន​ម៉ាស់​ប្រហែល​បួន​ដង​នៃ​ម៉ាស់​ព្រះអាទិត្យ។ ប្រសិនបើវាជាការពិតដែលអ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានរកឃើញប្រហោងខ្មៅដ៏ធំរបស់ផ្កាយអសកម្មដំបូង ហើយនៅក្នុងចង្កោមផ្កាយរាងមូល។ លើសពីនេះទៀត វានឹងក្លាយជាមនុស្សដំបូងគេដែលត្រូវបានរកឃើញដោយផ្ទាល់ពីទំនាញរបស់វា។ នេះគឺជារបកគំហើញដ៏សំខាន់មួយ ដែលប្រាកដថាមានឥទ្ធិពលលើការយល់ដឹងរបស់យើងអំពីការបង្កើតចង្កោមផ្កាយ ប្រហោងខ្មៅ និងប្រភពដើមនៃព្រឹត្តិការណ៍បញ្ចេញរលកទំនាញ។

ចង្កោមផ្កាយ Globular ត្រូវបានគេដាក់ឈ្មោះដូច្នេះ ដោយសារតែពួកវាជារង្វង់ដ៏ធំដែលមានផ្កាយរាប់សិបពាន់។ ពួកវាមានទីតាំងនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីភាគច្រើន ស្ថិតក្នុងចំណោមសមាគមតារាដែលល្បីជាងគេក្នុងសកលលោក ហើយរូបរាងរបស់វាត្រូវបានសន្មតថាជាពេលវេលានៃការចាប់ផ្តើមនៃការលូតលាស់នៃកាឡាក់ស៊ីម៉ាស៊ីន និងការវិវត្តរបស់វា។ រហូតមកដល់បច្ចុប្បន្ន ចង្កោមផ្កាយជាង 150 ត្រូវបានគេស្គាល់ថាជាកម្មសិទ្ធិរបស់មីលគីវ៉េ។

ក្រុមមួយក្នុងចំណោមក្រុមទាំងនេះត្រូវបានគេហៅថា NGC 3201 វាស្ថិតនៅក្នុងក្រុមតារានិករ Sail នៃមេឃខាងត្បូងនៃផែនដី។ នៅក្នុងការសិក្សានេះ វាត្រូវបានសិក្សាដោយប្រើឧបករណ៍ MUSE ទំនើបបំផុតដែលបានដំឡើងនៅ តេឡេស្កូបធំខ្លាំងណាស់ (VLT) នៃ European Southern Observatory នៅប្រទេសឈីលី។ ក្រុមតារាវិទូអន្តរជាតិមួយក្រុមបានរកឃើញថា ផ្កាយមួយក្នុងចង្កោមមានឥរិយាបទចម្លែកណាស់ គឺវិលទៅមកក្នុងល្បឿនជាច្រើនរយពាន់គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយម៉ោង ជាមួយនឹងរយៈពេលជាក់លាក់ 167 ថ្ងៃ។ ផ្កាយដែលបានរកឃើញគឺជាផ្កាយលំដាប់សំខាន់មួយនៅចុងបញ្ចប់នៃដំណាក់កាលជីវិតសំខាន់របស់វា។ នេះមានន័យថាវាបានអស់ឥន្ធនៈអ៊ីដ្រូសែនហើយឥឡូវនេះកំពុងក្លាយជាយក្សក្រហម។

ការបកស្រាយរបស់វិចិត្រករអំពីប្រហោងខ្មៅអសកម្មនៅក្នុង NGC 3201។ ប្រភព៖ ESO/L. Calçada/spaceengine.org

បច្ចុប្បន្ន MUSE កំពុងធ្វើការស្ទង់មតិលើចង្កោមសកលចំនួន 25 នៅក្នុង Milky Way ។ ការងារនេះនឹងអនុញ្ញាតឱ្យអ្នកតារាវិទូទទួលបានវិសាលគមពី 600 ទៅ 27,000 ផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមនីមួយៗ។ ការសិក្សារួមបញ្ចូលការវិភាគនៃល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃផ្កាយនីមួយៗ - ល្បឿនដែលពួកគេផ្លាស់ទីពីផែនដី ឬឆ្ពោះទៅរកវា ពោលគឺតាមខ្សែបន្ទាត់នៃការមើលឃើញរបស់អ្នកសង្កេតការណ៍។ សូមអរគុណចំពោះការវិភាគនៃល្បឿនរ៉ាឌីកាល់ វាអាចធ្វើទៅបានដើម្បីវាស់គន្លងនៃផ្កាយ ក៏ដូចជាលក្ខណៈសម្បត្តិនៃវត្ថុធំណាមួយដែលនៅជុំវិញដែលពួកគេអាចបង្វិលបាន។

“ផ្កាយ​នេះ​កំពុង​គោចរ​ជុំវិញ​អ្វី​ដែល​មើល​មិន​ឃើញ​ទាំង​ស្រុង។ វាមានម៉ាស់បួនដងនៃព្រះអាទិត្យ ហើយវាអាចគ្រាន់តែជាប្រហោងខ្មៅប៉ុណ្ណោះ។ វាប្រែថាជាលើកដំបូងដែលយើងបានរកឃើញវត្ថុបែបនេះនៅក្នុងចង្កោមផ្កាយលើសពីនេះទៅទៀតដោយការសង្កេតដោយផ្ទាល់នូវឥទ្ធិពលទំនាញរបស់វា "សូមកោតសរសើរអ្នកនិពន្ធនាំមុខនៃការងារ Benjamin Giesers មកពីសាកលវិទ្យាល័យ Georg-August នៃ Göttingen ។

ទំនាក់ទំនងរវាងប្រហោងខ្មៅ និងចង្កោមផ្កាយមើលទៅមានសារៈសំខាន់ណាស់សម្រាប់អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រ ប៉ុន្តែអាថ៌កំបាំង។ ដោយសារតែចំនួនដ៏ធំ និងអាយុរបស់វា ចង្កោមទាំងនេះត្រូវបានគេជឿថាបានបង្កើតប្រហោងខ្មៅដ៏ធំនៃផ្កាយ ដែលជាវត្ថុដែលបង្កើតឡើងដោយការផ្ទុះនៃផ្កាយធំៗ និងការដួលរលំនៅក្រោមកម្លាំងនៃចង្កោមទាំងមូល។

អវត្ដមាននៃការបង្កើតជាបន្តបន្ទាប់នៃផ្កាយថ្មី ដែលជាអ្វីដែលកើតឡើងនៅក្នុងចង្កោមផ្កាយរាងមូល ប្រហោងខ្មៅដ៏ធំបំផុតរបស់ផ្កាយនឹងក្លាយជាវត្ថុដ៏ធំបំផុតក្នុងពេលឆាប់ៗនេះ។ ជាធម្មតា ប្រហោងបែបនេះនៅក្នុងចង្កោមរាងពងក្រពើមានទំហំធំជាងផ្កាយជុំវិញប្រហែលបួនដង។ ទ្រឹស្ដីដែលបានបង្កើតថ្មីៗនេះបាននាំឱ្យមានការសន្និដ្ឋានថាប្រហោងខ្មៅបង្កើតជាស្នូលក្រាស់នៅក្នុងក្រុមមួយ ដែលវាក្លាយជាផ្នែកដាច់ដោយឡែកនៃចង្កោម។ ចលនានៅកណ្តាលក្រុមគួរតែបានបណ្តេញចេញពីប្រហោងខ្មៅភាគច្រើន។ នេះ​មាន​ន័យ​ថា​មាន​តែ​វត្ថុ​បែប​នេះ​មួយ​ចំនួន​ប៉ុណ្ណោះ​ដែល​អាច​រស់​បាន​បន្ទាប់​ពី​មួយ​ពាន់​លាន​ឆ្នាំ។

ចង្កោមផ្កាយ globular NGC 3201. រង្វង់ពណ៌ខៀវបង្ហាញពីទីតាំងដែលបានស្នើឡើងនៃប្រហោងខ្មៅអសកម្ម។ ប្រភព៖ ESA/NASA

ប្រហោងខ្មៅដ៏ធំរបស់ផ្កាយដោយខ្លួនឯង ឬជាធម្មតាការដួលរលំត្រូវបានបង្កើតឡើងនៅពេលដែលផ្កាយធំ ៗ ស្លាប់ ដួលរលំនៅក្រោមទំនាញរបស់វា ហើយផ្ទុះឡើងជា hypernovae ដ៏មានឥទ្ធិពល។ ប្រហោងខ្មៅដែលនៅសេសសល់មានផ្ទុកនូវម៉ាស់ភាគច្រើននៃអតីតផ្កាយ ដែលមានទំហំធំជាងព្រះអាទិត្យច្រើនដង ហើយទំហំរបស់វាធំជាងផ្កាយរបស់យើងរាប់សិបដង។

ឧបករណ៍ MUSE ផ្តល់ឱ្យតារាវិទូនូវសមត្ថភាពពិសេសក្នុងការវាស់ស្ទង់ចលនារបស់ផ្កាយឆ្ងាយរាប់ពាន់ក្នុងពេលដំណាលគ្នា។ ជាមួយនឹងរបកគំហើញថ្មីនេះ ក្រុមនេះជាលើកដំបូងដែលអាចរកឃើញប្រហោងខ្មៅអសកម្មមួយនៅចំកណ្តាលនៃចង្កោមសកល។ វាមានលក្ខណៈពិសេសត្រង់ថា បច្ចុប្បន្ននេះវាមិនស្រូបយកសារធាតុ និងមិនត្រូវបានហ៊ុំព័ទ្ធដោយថាសក្តៅនៃឧស្ម័ន និងធូលី។ ហើយម៉ាស់នៃប្រហោងត្រូវបានគេប៉ាន់ប្រមាណដោយសារតែឥទ្ធិពលទំនាញផែនដីដ៏ធំរបស់វាទៅលើផ្កាយខ្លួនឯង។

ដោយសារ​គ្មាន​វិទ្យុសកម្ម​អាច​គេច​ផុត​ពី​ប្រហោង​ខ្មៅ​បាន វិធីសាស្ត្រ​សំខាន់​ក្នុង​ការ​រក​ឃើញ​ពួកវា​គឺ​ដើម្បី​សង្កេត​មើល​ការ​បញ្ចេញ​វិទ្យុសកម្ម ឬ​កាំរស្មីអ៊ិច​ពី​វត្ថុក្តៅ​ជុំវិញ​ពួកវា។ ប៉ុន្តែនៅពេលដែលប្រហោងខ្មៅមិនធ្វើអន្តរកម្មជាមួយសារធាតុក្តៅ និងមិនកកកុញ និងមិនបញ្ចេញវិទ្យុសកម្ម ក្នុងករណីនេះវាត្រូវបានចាត់ទុកថាអសកម្ម ឬមើលមិនឃើញ។ ដូច្នេះវាតម្រូវឱ្យប្រើវិធីសាស្រ្តផ្សេងទៀតសម្រាប់ការរកឃើញរបស់ពួកគេ។

ក្រុមតារាវិទូអាចកំណត់ប៉ារ៉ាម៉ែត្រខាងក្រោមនៃផ្កាយ៖ ម៉ាស់របស់វាគឺប្រហែល 0.8 ម៉ាស់ព្រះអាទិត្យ ហើយម៉ាស់នៃផ្នែកអាថ៌កំបាំងរបស់វាស្ថិតនៅក្នុងរង្វង់ព្រះអាទិត្យ 4.36 ដែលស្ទើរតែជាប្រហោងខ្មៅ។ ដោយសារវត្ថុដែលស្រអាប់នៃប្រព័ន្ធគោលពីរនេះមិនអាចត្រូវបានគេសង្កេតឃើញដោយផ្ទាល់ វាមានវិធីសាស្រ្តជំនួស ទោះបីមិនសូវជឿជាក់លើអ្វីដែលវាអាចជាអ្វីក៏ដោយ។ វាអាចទៅរួចដែលអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រកំពុងសង្កេតមើលប្រព័ន្ធផ្កាយបី ដែលផ្សំឡើងដោយផ្កាយណឺត្រុងដែលមានទំនាក់ទំនងគ្នាយ៉ាងក្រាស់ក្រែល ដែលនៅជុំវិញផ្កាយដែលយើងសង្កេតឃើញវិលជុំវិញ។ សេណារីយ៉ូនេះតម្រូវឱ្យផ្កាយដែលភ្ជាប់គ្នាយ៉ាងក្រាស់មានយ៉ាងហោចណាស់ពីរដងដូចព្រះអាទិត្យ ហើយប្រព័ន្ធគោលពីរបែបនេះមិនធ្លាប់ត្រូវបានគេសង្កេតឃើញពីមុនមកទេ។

ការរកឃើញថ្មីៗនៃប្រភពវិទ្យុ និងកាំរស្មីអ៊ិចនៅក្នុងចង្កោមផ្កាយរាងមូល ក៏ដូចជាការរកឃើញឆ្នាំ 2016 នៃរលកទំនាញដែលបង្កើតឡើងដោយការរួមបញ្ចូលគ្នានៃប្រហោងខ្មៅផ្កាយពីរ បង្ហាញថាប្រហោងខ្មៅតូចៗទាំងនេះអាចចែកចាយយ៉ាងទូលំទូលាយនៅក្នុងចង្កោម។ ជាងការគិតពីមុន។

“រហូតមកដល់ពេលថ្មីៗនេះ យើងសន្មត់ថាប្រហោងខ្មៅស្ទើរតែទាំងអស់គួរតែបាត់ពីចង្កោមផ្កាយរាងមូលបន្ទាប់ពីមួយរយៈពេលខ្លី ហើយប្រព័ន្ធបែបនេះក៏មិនគួរមានដែរ! ប៉ុន្តែ​តាម​ពិត​នេះ​មិន​មែន​ជា​ករណី​នោះ​ទេ។ ការរកឃើញរបស់យើងគឺជាការសង្កេតដោយផ្ទាល់ជាលើកដំបូងនៃឥទ្ធិពលទំនាញនៃប្រហោងខ្មៅដ៏ធំរបស់ផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមរាងពងក្រពើ។ របកគំហើញនេះនឹងជួយយើងក្នុងការយល់ដឹងពីការបង្កើតក្រុមបែបនេះ ការអភិវឌ្ឍន៍ប្រហោងខ្មៅ និងប្រព័ន្ធផ្កាយគោលពីរ ដែលមានសារៈសំខាន់ក្នុងបរិបទនៃការយល់ដឹងអំពីប្រភពនៃរលកទំនាញ។

តាំងពីសម័យបុរាណបំផុត បុរសបានបង្វែរការសម្លឹងទៅស្ថានសួគ៌ ដែលចង្កោមផ្កាយរាប់មិនអស់ភ្លឺ មិនអាចចូលទៅដល់បាន ប៉ុន្តែទាក់ទាញដោយភាពស្រស់ស្អាតតែមួយគត់របស់ពួកគេ។

គំនូរនៃផ្កាយដែលអ្នករស់នៅលើផែនដីពីបុរាណបានឃើញ បង្កើតជារូបភាពប្លែកៗ ដែលត្រូវបានចាត់តាំងជាឈ្មោះវីរភាពដ៏ល្បី។ Andromeda Nebula, ក្រុមតារានិករ Cassiopeia, Ursa Major និង Hydra គ្រាន់តែជាផ្នែកតូចមួយនៃឈ្មោះដែលធ្វើឱ្យវាអាចធ្វើទៅបានដើម្បីវិនិច្ឆ័យថាតើការផ្សារភ្ជាប់គ្នានៃពន្លឺដ៏អស្ចារ្យពីចម្ងាយដែលបញ្ចេញពន្លឺនៅលើផ្ទាំងក្រណាត់ងងឹតនៃមេឃដែលបានកើតឡើង។ វាត្រូវបានគេជឿថាជោគវាសនារបស់មនុស្សគឺជាប់ទាក់ទងគ្នាជាមួយនឹងតួនាទីរបស់តារាដែលអាចនាំមកនូវទ្រព្យសម្បត្តិសុភមង្គលនិងសំណាងល្អដល់អ្នកដែលកើតនៅក្រោមពួកគេក៏ដូចជាជូរចត់សំណាងអាក្រក់និងការខកចិត្ត។

សារៈសំខាន់នៃចង្កោមផ្កាយសម្រាប់តារាសាស្ត្រ

ចង្កោមផ្កាយ Messier 7, រូបភាព ESO

ជាមួយនឹងការអភិវឌ្ឍនៃអរិយធម៌ គំនិតអាថ៌កំបាំង និងកំណាព្យអំពីរចនាសម្ព័ន្ធនៃតុដេកស្ថានសួគ៌បានផ្លាស់ប្តូរយ៉ាងសំខាន់ និងរៀបចំជាប្រព័ន្ធ ដោយទទួលបានគ្រោងសមហេតុផលច្រើន ប៉ុន្តែឈ្មោះប្រវត្តិសាស្ត្រត្រូវបានរក្សាទុក។ វាបានប្រែក្លាយថា ផ្កាយដែលនៅជិតៗនោះ ពិតជាអាចនៅឆ្ងាយពីគ្នាទៅវិញទៅមក និងផ្ទុយមកវិញ។ ដូច្នេះហើយ វាបានក្លាយជាការចាំបាច់ដើម្បីបង្កើតឋានានុក្រមតារាដែលត្រូវនឹងគំនិតទំនើបអំពីសកលលោក។ ដូច្នេះ នៅក្នុងការចាត់ថ្នាក់តារាសាស្ត្រ ពាក្យ "ចង្កោមផ្កាយ" បានលេចចេញឡើង ដោយបង្រួបបង្រួមក្រុមផ្កាយដែលផ្លាស់ទីក្នុងកាឡាក់ស៊ីរបស់ពួកគេជាតែមួយ។

ទម្រង់ទាំងនេះគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍ខ្លាំងណាស់ដែល luminaries រួមបញ្ចូលនៅក្នុងពួកគេត្រូវបានបង្កើតឡើងប្រហែលក្នុងពេលដំណាលគ្នានិងមានទីតាំងស្ថិតនៅដោយស្តង់ដារអវកាសនៅចម្ងាយដូចគ្នាពីអ្នកសង្កេតលើផែនដីដែលផ្តល់ឱកាសបន្ថែមដែលធ្វើឱ្យវាអាចប្រៀបធៀបវិទ្យុសកម្មពីប្រភពផ្សេងគ្នានៃចង្កោមដូចគ្នាដោយគ្មាន ការកែតម្រូវសមស្រប។ សញ្ញាដែលមកពីពួកវាត្រូវបានបង្ខូចទ្រង់ទ្រាយតាមរបៀបដូចគ្នា ដែលជួយសម្រួលយ៉ាងខ្លាំងដល់ការងាររបស់តារារូបវិទ្យា ដែលសិក្សាពីរចនាសម្ព័ន្ធ និងការវិវត្តនៃប្រព័ន្ធផ្កាយ និងសកលលោកទាំងមូល គោលការណ៍នៃការបង្កើតកាឡាក់ស៊ី ដំណើរការនៃការបង្កើតផ្កាយ និងពួកវា។ ការបំផ្លិចបំផ្លាញ និងច្រើនទៀត។

ប្រភេទនៃចង្កោមផ្កាយ

Hubble នៅលើចង្កោមផ្កាយ

ចង្កោមផ្កាយជាធម្មតាត្រូវបានបែងចែកទៅជាក្រុមធំពីរ៖ រាងមូល និងបើកចំហ។ ប៉ុន្តែពីពេលមួយទៅពេលមួយ ពួកគេព្យាយាមបន្ថែមការចាត់ថ្នាក់នេះ ដោយហេតុថា មិនមែនគ្រប់ទម្រង់អវកាសដែលបានរកឃើញត្រូវគ្នាយ៉ាងតឹងរ៉ឹងទៅក្នុងប្រភេទមួយ ឬប្រភេទផ្សេងទៀតនោះទេ។

ចង្កោមរាងមូល

ចង្កោម Globular ហើយមានច្រើនជាងមួយម៉ឺននៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីមួយចំនួន គឺជាការបង្កើតចាស់ សូម្បីតែតាមស្តង់ដារសកលក៏ដោយ ដែលមានអាយុលើសពី 10 ពាន់លានឆ្នាំ។ ភាគច្រើនទំនងជាមានអាយុដូចគ្នាទៅនឹងសកលលោក ពួកគេអាចប្រាប់ច្រើនដល់អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រដែលបានគ្រប់គ្រងអានព័ត៌មានដែលពួកគេបញ្ចេញ។

វិចិត្រសាលនៃចង្កោមរាងពងក្រពើ

ចង្កោមទាំងនេះមានរាងជិតស្វ៊ែរ ឬរាងអេលីប ហើយមានផ្កាយរាប់ម៉ឺនដែលមានទំហំផ្សេងៗគ្នា - ពីមនុស្សតឿក្រហមពីបុរាណរហូតដល់យក្សពណ៌ខៀវ ដែលកើតនៅក្នុងចង្កោមខ្លួនវា កំឡុងពេលប៉ះគ្នានៃផ្កាយដែលរស់នៅវា។

បើកចង្កោម

ចង្កោមបើកចំហគឺក្មេងជាងចង្កោមរាងពងក្រពើ - អាយុនៃក្រុមតារានិករបែបនេះជាធម្មតាត្រូវបានគេប៉ាន់ស្មានថារាប់រយលានឆ្នាំ។ ពួកវាអាចត្រូវបានរកឃើញតែនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីរាងជារង្វង់ ឬមិនទៀងទាត់ ដែលមានទំនោរបន្តដំណើរការបង្កើតផ្កាយ មិនដូចឧទាហរណ៍ រាងអេលីបទេ។

វិចិត្រសាលនៃក្រុមបើកចំហ

ចង្កោមបើកចំហគឺមានភាពអន់ជាងនៅក្នុងក្រុមផ្កាយ ប៉ុន្តែនៅពេលដែលពួកវាត្រូវបានគេសង្កេតឃើញ ផ្កាយនីមួយៗអាចមើលឃើញដោយឡែកពីគ្នា ដោយសារពួកវាស្ថិតនៅចម្ងាយដ៏សន្ធឹកសន្ធាប់ពីគ្នាទៅវិញទៅមក ហើយមិនបញ្ចូលគ្នានៅលើមេឃទូទៅនោះទេ។

សមាគមតារា

ដោយភាពស្រដៀងគ្នាជាមួយនឹងវិស័យនយោបាយ និងសេដ្ឋកិច្ចនៃជីវិត រូបកាយសេឡេស្ទាលក៏មានសមត្ថភាពបង្កើតសមាគមបណ្ដោះអាសន្នផងដែរ ដែលបានទទួលឈ្មោះថា "សមាគមតារា" នៅក្នុងវិស័យតារាសាស្ត្រ។

ទម្រង់ទាំងនេះត្រូវបានចាត់ទុកថាក្មេងជាងគេនៅក្នុងសកលលោក ហើយមានអាយុមិនលើសពីរាប់សិបលានឆ្នាំ។ ចំណងទំនាញនៅក្នុងពួកវាគឺខ្សោយណាស់ និងមិនគ្រប់គ្រាន់ដើម្បីរក្សាស្ថេរភាពនៃប្រព័ន្ធក្នុងរយៈពេលយូរ ហេតុដូច្នេះហើយពួកគេត្រូវតែបំបែកដោយជៀសមិនរួចក្នុងរយៈពេលដ៏ខ្លី។

វាត្រូវបានគេជឿថាសមាគមមិនអាចកើតឡើងដោយការចាប់យកទំនាញនៃផ្កាយដែលឆ្លងកាត់ដែលមានន័យថាក្រោយមកបានកើតមកជាមួយនាងហើយមានអាយុប្រហាក់ប្រហែលគ្នា។ បើប្រៀបធៀបទៅនឹងចង្កោម ចំនួននៃ "សមាជិកដែលពាក់ព័ន្ធ" គឺមិនធំទេ ហើយត្រូវបានវាស់ជាដប់ ហើយចម្ងាយរវាងពួកវាគឺរហូតដល់ជាច្រើនរយឆ្នាំពន្លឺ។ តាមទស្សនៈវិទ្យាសាស្ត្រ ការរកឃើញនៃ neoplasms បែបនេះបញ្ជាក់ពីទ្រឹស្តីនៃការបន្តនៃដំណើរការនៃកំណើតនៃផ្កាយថ្មីនៅក្នុងសកលលោក ហើយមិនមែនម្តងមួយៗទេ ប៉ុន្តែជាក្រុមទាំងមូល។

ការរកឃើញថ្មី។

រហូតមកដល់ពេលថ្មីៗនេះ វាត្រូវបានគេជឿថា ចង្កោមរាងពងក្រពើ គឺជាទម្រង់តារាចំណាស់ជាងគេបំផុត ដែលដោយសារអាយុ គួរតែបាត់បង់សក្ដានុពលនៃចលនាបង្វិលខាងក្នុង ហើយអាចចាត់ទុកថាជាប្រព័ន្ធសាមញ្ញ។ ទោះបីជាយ៉ាងណាក៏ដោយ នៅក្នុងឆ្នាំ 2014 អ្នកស្រាវជ្រាវមកពីវិទ្យាស្ថាន Max Planck សម្រាប់រូបវិទ្យាក្រៅភពដែលដឹកនាំដោយ Maximilian Fabricius ជាលទ្ធផលនៃការសង្កេតរយៈពេលវែងនៃចង្កោមសកលចំនួន 11 នៅក្នុង Milky Way បានរកឃើញថាផ្នែកកណ្តាលរបស់ពួកគេបន្តបង្វិល។

ទ្រឹស្ដីទំនើបភាគច្រើនមិនអាចពន្យល់ការពិតនេះបានទេ ដែលមានន័យថាប្រសិនបើព័ត៌មានត្រូវបានបញ្ជាក់ នោះការផ្លាស់ប្តូរអាចធ្វើទៅបានទាំងផ្នែកទ្រឹស្តីនៃចំណេះដឹង និងនៅក្នុងគំរូគណិតវិទ្យាដែលបានអនុវត្តដែលពិពណ៌នាអំពីចលនានៃសមាគមស្វ៊ែរ។

តើចង្កោមផ្កាយកើតយ៉ាងដូចម្តេច? តើពួកវាខុសគ្នាយ៉ាងដូចម្តេច តើពួកវាស្ថិតនៅចន្លោះនៃ Galaxy របស់យើងយ៉ាងដូចម្តេច ហើយតើអាយុរបស់ពួកគេត្រូវបានកំណត់យ៉ាងដូចម្តេច? Alexei Rastorguev បណ្ឌិតវិទ្យាសាស្ត្ររូបវិទ្យា និងគណិតវិទ្យា និយាយអំពីរឿងនេះ។

ជាក់ស្តែង តារាស្ទើរតែទាំងអស់កើតជាក្រុម មិនមែនបុគ្គលម្នាក់ៗទេ។ ដូច្នេះគ្មានអ្វីគួរឱ្យភ្ញាក់ផ្អើលទេនៅក្នុងការពិតដែលថាចង្កោមផ្កាយគឺជារឿងធម្មតាបំផុត។ តារាវិទូចូលចិត្តសិក្សាពីចង្កោមផ្កាយ ពីព្រោះពួកគេដឹងថា ផ្កាយទាំងអស់នៅក្នុងចង្កោមដែលបង្កើតឡើងនៅពេលដូចគ្នា និងនៅចម្ងាយប្រហែលដូចគ្នាពីយើង។ ភាពខុសគ្នាគួរឱ្យកត់សម្គាល់ណាមួយនៅក្នុងពន្លឺរវាងផ្កាយបែបនេះគឺជាភាពខុសគ្នាពិតប្រាកដ។ អ្វីក៏ដោយដែលការផ្លាស់ប្តូរដ៏ធំសម្បើមដែលផ្កាយទាំងនេះបានឆ្លងកាត់តាមពេលវេលា ពួកវាទាំងអស់បានចាប់ផ្តើមនៅពេលតែមួយ។ វាមានប្រយោជន៍ជាពិសេសក្នុងការសិក្សាក្រុមផ្កាយពីចំណុចនៃទិដ្ឋភាពនៃការពឹងផ្អែកនៃលក្ខណៈសម្បត្តិរបស់ពួកគេលើម៉ាស់ - បន្ទាប់ពីទាំងអស់អាយុនៃផ្កាយទាំងនេះនិងចម្ងាយរបស់ពួកគេពីផែនដីគឺប្រហែលដូចគ្នា ដូច្នេះពួកវាខុសគ្នាពីគ្នាទៅវិញទៅមកតែនៅក្នុង ម៉ាស់របស់ពួកគេ។

ចង្កោមផ្កាយគឺគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍មិនត្រឹមតែសម្រាប់ការសិក្សាវិទ្យាសាស្ត្រប៉ុណ្ណោះទេ - ពួកគេពិតជាស្រស់ស្អាតជាវត្ថុសម្រាប់ការថតរូបនិងសម្រាប់ការសង្កេតដោយតារាវិទូស្ម័គ្រចិត្ត។ ចង្កោមផ្កាយមានពីរប្រភេទ៖ បើកចំហ និងរាងមូល។ ឈ្មោះទាំងនេះត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងរូបរាងរបស់ពួកគេ។ នៅក្នុងចង្កោមបើកចំហ ផ្កាយនីមួយៗអាចមើលឃើញដោយឡែកពីគ្នា ពួកគេត្រូវបានចែកចាយច្រើនឬតិចស្មើៗគ្នាលើផ្នែកខ្លះនៃមេឃ។ ហើយផ្ទុយទៅវិញ ចង្កោមរាងជារង្វង់គឺដូចជារង្វង់មួយពោរពេញដោយផ្កាយយ៉ាងក្រាស់ ដែលនៅកណ្តាលរបស់វា ផ្កាយនីមួយៗមិនអាចបែងចែកបាន។

បើកក្រុមផ្កាយ

ប្រហែលជាក្រុមតារាបើកចំហដ៏ល្បីល្បាញបំផុតគឺ Pleiades ឬ Seven Sisters នៅក្នុងក្រុមតារានិករ Taurus ។ ទោះបីជាមានឈ្មោះរបស់វាក៏ដោយ មនុស្សភាគច្រើនអាចមើលឃើញតែផ្កាយប្រាំមួយដោយគ្មានកែវពង្រីក។ ចំនួនផ្កាយសរុបនៅក្នុងចង្កោមនេះគឺស្ថិតនៅចន្លោះពី 300 ទៅ 500 ហើយពួកវាទាំងអស់ស្ថិតនៅក្នុងចន្លោះ 30 ឆ្នាំពន្លឺឆ្លងកាត់ និង 400 ឆ្នាំពន្លឺពីយើង។

ចង្កោមនេះមានអាយុត្រឹមតែ 50 លានឆ្នាំប៉ុណ្ណោះ ដែលមានលក្ខណៈតិចតួចតាមស្តង់ដារតារាសាស្ត្រ ហើយមានផ្កាយភ្លឺខ្លាំងដែលមិនទាន់មានពេលប្រែក្លាយជាយក្ស។ Pleiades គឺជាចង្កោមផ្កាយបើកចំហធម្មតា; ជាធម្មតា ចង្កោមបែបនេះរួមបញ្ចូលផ្កាយពីរាប់រយទៅជាច្រើនពាន់។

ក្នុង​ចំណោម​ក្រុម​តារា​ដែល​បើក​ចំហ មាន​តារា​ក្មេងៗ​ច្រើន​ជាង​ក្រុម​ចាស់ ហើយ​ក្រុម​ដែល​ចំណាស់​បំផុត​មាន​អាយុ​មិន​ដល់​ជាង ១០០ លាន​ឆ្នាំ​ទេ។ វាត្រូវបានគេជឿថាអត្រាដែលពួកគេត្រូវបានបង្កើតឡើងមិនផ្លាស់ប្តូរតាមពេលវេលា។

ការពិតគឺថានៅក្នុងចង្កោមចាស់ៗ ផ្កាយផ្លាស់ទីបន្តិចម្តងៗពីគ្នាទៅវិញទៅមក រហូតដល់ពួកវាលាយឡំជាមួយនឹងក្រុមផ្កាយសំខាន់ៗ - ផ្កាយដូចគ្នា ដែលរាប់ពាន់ដែលលេចឡើងនៅចំពោះមុខយើងនៅលើមេឃពេលយប់។ ទោះបីជាទំនាញផែនដីមានចង្កោមបើកចំហជាមួយគ្នាក្នុងកម្រិតខ្លះក៏ដោយ ពួកវានៅតែផុយស្រួយ ហើយទំនាញនៃវត្ថុផ្សេងទៀត ដូចជាពពកអន្តរតារាដ៏ធំ អាចបំបែកពួកវាដាច់ពីគ្នា។

ក្រុមតារាមួយចំនួនត្រូវបានប្រមូលផ្តុំគ្នាយ៉ាងទន់ខ្សោយ ដែលពួកគេមិនត្រូវបានគេហៅថាចង្កោមទេ ប៉ុន្តែជាសមាគមតារា។ ពួកវាមិនមានរយៈពេលយូរទេ ហើយជាធម្មតាមានតារាក្មេងៗជាច្រើននៅជិតពពកអន្តរតារាដែលពួកវាមានប្រភពដើម។ សមាគមតារារួមមានផ្កាយពី 10 ទៅ 100 ដែលរាយប៉ាយលើតំបន់មួយមានទំហំរាប់រយឆ្នាំពន្លឺ។

ពពកដែលផ្កាយបង្កើតបានប្រមូលផ្តុំនៅក្នុងថាសនៃ Galaxy របស់យើង ហើយវាគឺនៅទីនោះដែលក្រុមផ្កាយបើកចំហត្រូវបានរកឃើញ។ ដោយពិចារណាថាតើមានពពកប៉ុន្មាននៅក្នុង Milky Way និងចំនួនធូលីនៅក្នុងចន្លោះផ្កាយនោះ វាច្បាស់ណាស់ថា ចង្កោមផ្កាយបើកចំហចំនួន 1200 ដែលយើងដឹងគួរតែគ្រាន់តែជាផ្នែកតូចមួយនៃចំនួនរបស់ពួកគេនៅក្នុង Galaxy ប៉ុណ្ណោះ។ ប្រហែលជាចំនួនសរុបរបស់ពួកគេឈានដល់ 100,000 ។

ចង្កោមផ្កាយរាងមូល

ផ្ទុយ​ទៅ​នឹង​ក្រុម​ដែល​បើក​ចំហ ចង្កោម​រាង​មូល​គឺ​ជា​រាង​ស្វ៊ែរ​ដែល​ពោរពេញ​ទៅ​ដោយ​ផ្កាយ ដែល​ក្នុង​នោះ​មាន​រាប់​សែន និង​រាប់​លាន។ ផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមទាំងនេះគឺប្រមូលផ្តុំយ៉ាងក្រាស់ក្រែល ប្រសិនបើព្រះអាទិត្យរបស់យើងជារបស់ចង្កោមរាងមូល នោះយើងអាចឃើញផ្កាយជាងមួយលាននៅលើមេឃពេលយប់ដោយភ្នែកទទេ។ ទំហំនៃចង្កោមរាងមូលធម្មតាគឺពី 20 ទៅ 400 ឆ្នាំពន្លឺ។

នៅក្នុងមជ្ឈមណ្ឌលប្រមូលផ្តុំយ៉ាងក្រាស់នៃចង្កោមទាំងនេះ ផ្កាយគឺស្ថិតនៅជិតគ្នាទៅវិញទៅមក ដែលទំនាញគ្នាទៅវិញទៅមកចងពួកវាទៅគ្នាទៅវិញទៅមក បង្កើតបានជាផ្កាយគោលពីរតូច។

ពេលខ្លះមានសូម្បីតែការរួមបញ្ចូលគ្នាពេញលេញនៃផ្កាយ; នៅ​ក្នុង​ការ​ខិត​ជិត ស្រទាប់​ខាង​ក្រៅ​របស់​ផ្កាយ​អាច​ដួល​រលំ ដោយ​បង្ហាញ​ពី​ស្នូល​កណ្តាល​ដល់​ការ​មើល​ផ្ទាល់។ នៅក្នុងចង្កោមសកល ផ្កាយទ្វេគឺជារឿងធម្មតា 100 ដងជាងកន្លែងផ្សេងទៀត។ កូនភ្លោះទាំងនេះខ្លះជាប្រភពកាំរស្មីអ៊ិច។

ជុំវិញ Galaxy របស់យើង យើងដឹងអំពីចង្កោមផ្កាយរាងមូលចំនួន 200 ដែលត្រូវបានចែកចាយពាសពេញផ្ទៃរាងស្វ៊ែរដ៏ធំដែលព័ទ្ធជុំវិញ Galaxy ។ ចង្កោមទាំងអស់នេះគឺចាស់ណាស់ ហើយពួកវាបានបង្ហាញខ្លួនច្រើនឬតិចក្នុងពេលតែមួយជាមួយ Galaxy ផ្ទាល់៖ ពី 10 ទៅ 15 ពាន់លានឆ្នាំមុន។ ចង្កោមហាក់ដូចជាត្រូវបានបង្កើតឡើងនៅពេលដែលផ្នែកនៃពពកដែលកាឡាក់ស៊ីត្រូវបានបង្កើតឡើងបំបែកទៅជាបំណែកតូចៗ។ ចង្កោម Globular មិនបែកគ្នាទេ ពីព្រោះផ្កាយនៅក្នុងពួកវាអង្គុយជិតគ្នាខ្លាំង ហើយកម្លាំងទំនាញទៅវិញទៅមកដ៏មានអានុភាពរបស់ពួកគេចងចង្កោមទៅជាតែមួយក្រាស់។

ចង្កោមផ្កាយ Globular ត្រូវបានគេសង្កេតឃើញមិនត្រឹមតែនៅជុំវិញ Galaxy របស់យើងប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែក៏នៅជុំវិញកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀតនៃប្រភេទណាមួយផងដែរ។ ចង្កោម globular ភ្លឺបំផុត ដែលអាចមើលឃើញដោយភ្នែកទទេបានយ៉ាងងាយស្រួលគឺ Omega Xntaurus នៅក្នុងក្រុមតារានិករ Centaur ភាគខាងត្បូង។ វាស្ថិតនៅចំងាយ 16,500 ឆ្នាំពន្លឺពីព្រះអាទិត្យ ហើយជាចង្កោមដែលគេស្គាល់ច្រើនបំផុត៖

អង្កត់ផ្ចិតរបស់វាគឺ 620 ឆ្នាំពន្លឺ។ ចង្កោមរាងពងក្រពើភ្លឺបំផុតនៅអឌ្ឍគោលខាងជើងគឺ M13 នៅ Hercules ដែលអាចមើលឃើញដោយភ្នែកទទេ។

នៅឆ្នាំ 1596 អ្នកមើលផ្កាយស្ម័គ្រចិត្តជនជាតិហូឡង់ម្នាក់ឈ្មោះ David Fabricius (1564-1617) បានរកឃើញផ្កាយភ្លឺច្បាស់មួយនៅក្នុងក្រុមតារានិករ Cetus ។ ផ្កាយនេះចាប់ផ្តើមរសាត់បន្តិចម្តងៗ ហើយបន្ទាប់ពីពីរបីសប្តាហ៍ វាបានបាត់ទាំងស្រុងពីការមើលឃើញ។ Fabricius គឺជាមនុស្សដំបូងគេដែលពិពណ៌នាអំពីការសង្កេតនៃផ្កាយអថេរ។

តារានេះត្រូវបានគេដាក់ឈ្មោះថា Mira - អព្ភូតហេតុ ~ ។ ក្នុងរយៈពេល 332 ថ្ងៃ Mira ផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់វាពីរ៉ិចទ័រទី 2 (នៅកម្រិតផ្កាយខាងជើង) ដល់កម្រិតទី 10 នៅពេលដែលវាកាន់តែខ្សោយជាងការចាំបាច់សម្រាប់ការសង្កេតដោយភ្នែកទទេ។ សព្វថ្ងៃនេះ តារាប្រែប្រួលរាប់ពាន់នាក់ត្រូវបានគេស្គាល់ ទោះបីជាភាគច្រើននៃពួកគេមិនផ្លាស់ប្តូរពន្លឺខ្លាំងដូច Mira ក៏ដោយ។

មានហេតុផលជាច្រើនដែលផ្កាយផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់ពួកគេ។ ជាងនេះទៅទៀត ជួនកាលពន្លឺប្រែប្រួលដោយទំហំពន្លឺជាច្រើន ហើយជួនកាលមិនសំខាន់ខ្លាំង ដែលការផ្លាស់ប្តូរនេះអាចត្រូវបានរកឃើញតែដោយជំនួយពីឧបករណ៍រសើបខ្លាំងប៉ុណ្ណោះ។ តារាខ្លះផ្លាស់ប្តូរជាទៀងទាត់។

អ្នកផ្សេងទៀត - ភ្លាមៗចេញទៅក្រៅឬស្រាប់តែផ្ទុះឡើង។ ការផ្លាស់ប្តូរអាចកើតឡើងជាវដ្ត ជាមួយនឹងរយៈពេលជាច្រើនឆ្នាំ ឬពួកគេអាចកើតឡើងក្នុងរយៈពេលប៉ុន្មានវិនាទី។ ដើម្បីយល់ពីមូលហេតុដែលផ្កាយជាក់លាក់មួយមានភាពប្រែប្រួល ជាដំបូងចាំបាច់ត្រូវតាមដានឱ្យបានច្បាស់អំពីរបៀបដែលវាផ្លាស់ប្តូរ។ ក្រាហ្វនៃទំហំនៃផ្កាយអថេរត្រូវបានគេហៅថាខ្សែកោងពន្លឺ។ ដើម្បីគូរខ្សែកោងពន្លឺ ការវាស់វែងពន្លឺត្រូវតែធ្វើឡើងជាទៀងទាត់។ ដើម្បីវាស់ទំហំផ្កាយបានត្រឹមត្រូវ តារាវិទូដែលមានជំនាញវិជ្ជាជីវៈប្រើឧបករណ៍មួយហៅថា photometer ប៉ុន្តែការសង្កេតជាច្រើននៃផ្កាយអថេរត្រូវបានធ្វើឡើងដោយតារាវិទូស្ម័គ្រចិត្ត។ ដោយមានជំនួយពីផែនទីដែលបានរៀបចំយ៉ាងពិសេស ហើយបន្ទាប់ពីការអនុវត្តខ្លះ វាមិនពិបាកប៉ុន្មានទេក្នុងការវិនិច្ឆ័យទំហំនៃផ្កាយដែលផ្លាស់ប្តូរដោយផ្ទាល់ភ្នែក បើប្រៀបធៀបជាមួយផ្កាយអចិន្ត្រៃយ៍ដែលមានទីតាំងនៅក្បែរនោះ។

ក្រាហ្វនៃពន្លឺនៃផ្កាយអថេរបង្ហាញថាផ្កាយមួយចំនួនផ្លាស់ប្តូរតាមរបៀបធម្មតា (ត្រឹមត្រូវ) - ផ្នែកនៃក្រាហ្វរបស់ពួកគេក្នុងរយៈពេលជាក់លាក់មួយ (រយៈពេល) ត្រូវបានធ្វើម្តងទៀតនិងពាក្យ។ តារាផ្សេងទៀតផ្លាស់ប្តូរទាំងស្រុងដែលមិនអាចទាយទុកជាមុនបាន។ ផ្កាយអថេរទៀងទាត់រួមមាន ផ្កាយលោត និងផ្កាយគោលពីរ។ បរិមាណនៃពន្លឺប្រែប្រួល ដោយសារតែផ្កាយលោត ឬបញ្ចេញពពកនៃរូបធាតុ។ ប៉ុន្តែ​មាន​ក្រុម​ផ្កាយ​អថេរ​មួយ​ក្រុម​ទៀត​ដែល​មាន​ចំនួន​ទ្វេ (គោលពីរ)។

នៅពេលដែលយើងឃើញការផ្លាស់ប្តូរពន្លឺនៃ bitsars នេះមានន័យថាបាតុភូតមួយក្នុងចំណោមបាតុភូតដែលអាចកើតមានជាច្រើនបានកើតឡើង។ ផ្កាយទាំងពីរអាចស្ថិតនៅក្នុងខ្សែបន្ទាត់នៃការមើលឃើញរបស់យើង ចាប់តាំងពីការផ្លាស់ទីក្នុងគន្លងរបស់វា អាភៀនអាចឆ្លងកាត់ដោយផ្ទាល់ពីមុខគ្នាទៅវិញទៅមក។ ប្រព័ន្ធស្រដៀងគ្នានេះត្រូវបានដាក់ជាចង្អូរដោយផ្កាយគោលពីរ។

ឧទាហរណ៍ដ៏ល្បីល្បាញបំផុតនៃប្រភេទនេះគឺផ្កាយ Algol នៅក្នុងក្រុមតារានិករ Perseus ។ នៅក្នុងគូដែលមានគម្លាតយ៉ាងជិតស្និទ្ធ សម្ភារៈអាចប្រញាប់ប្រញាល់ពីផ្កាយមួយទៅផ្កាយមួយទៀត ដែលជារឿយៗមានផលវិបាកយ៉ាងខ្លាំង។

ការស្គាល់វត្ថុកាន់តែច្រើនឡើងៗ ដើម្បីសង្កេតនៅក្នុងអត្ថបទជាបន្តបន្ទាប់អំពីយើង យើងច្រើនតែជួបវត្ថុអវកាសហៅថា។ នៅក្នុងរូបរាង, ចង្កោមត្រូវបានបែងចែកជា 2 ប្រភេទ: ខ្ចាត់ខ្ចាយ(ឬបើក) និង បាល់. ចូរយើងស្វែងយល់បន្ថែមអំពីពួកគេ។

បើកចង្កោម

ប្រភេទចង្កោមនេះមានផ្កាយពី 20 ទៅច្រើនពាន់។ ពួកវាងាយស្រួលក្នុងការសង្កេត និងស្វែងរកនៅលើមេឃដែលមានផ្កាយដោយភ្នែកទទេ ហើយនៅក្នុងកែវយឹតស្ម័គ្រចិត្តដ៏សាមញ្ញរួចហើយ អ្នកអាចពិចារណាផ្នែកនីមួយៗបាន។ ផ្កាយត្រូវបានភ្ជាប់ជាមួយគ្នាដោយការទាក់ទាញទំនាញ ហើយភាគច្រើនគឺក្មេង និងក្តៅ។

ចង្កោមបែបនេះមានទីតាំងនៅជិតក្រុម Milky Way ។ ចង្កោមបើកចំហប្រហែល 1000 ត្រូវបានគេស្គាល់ ប៉ុន្តែដូចដែលតារាវិទូបានណែនាំ ចំនួនរបស់ពួកគេអាចលើសពីរាប់ម៉ឺននាក់។ ពួកគេមើលទៅដូចជាក្រុមតារាដែលមានទីតាំងនៅជិតគ្នា។ ចង្កោមភ្លឺបំផុតដែលសង្កេតឃើញពីផែនដីគឺ Pleiades(ឬ ម៤៥) ជាមួយនឹងទំហំរបស់វាស្មើនឹង 1.6 ម៉ែត្រ។

រូបថតខាងលើបង្ហាញពីធូលីលោហធាតុរវាងផ្កាយ - តាមពិតវាគឺជាពន្លឺពណ៌ខៀវនៃតារាក្តៅនិងវ័យក្មេង។

ឧទាហរណ៍ដ៏ល្អមួយទៀតនៃចង្កោមបើកចំហគឺចង្កោម ទាព្រៃ(ឬ M11) នៅក្នុងក្រុមតារានិករ។

ចង្កោមផ្កាយដែលចំហរក្មេងជាងគេដែលហ៊ុំព័ទ្ធដោយឧស្ម័ន និងធូលីត្រូវបានគេហៅថា សមាគមតារា. សមាគមបែបនេះគឺពិបាកណាស់ក្នុងការបែងចែកពីផ្ទៃខាងក្រោយនៃតារាផ្សេងទៀត ប៉ុន្តែដោយប្រើវិធីសាស្ត្រវិសាលគម ពួកគេអាចបែងចែកជាក្រុមបាន៖ អូ - សមាគម- មានតារាក្តៅ O និង B; សមាគម T- មានតារាបង្កើតវ័យក្មេងនៃថ្នាក់ F, G, K, M ។

ចង្កោមរាងមូល

ចង្កោម Globular រួមបញ្ចូលពី 10,000 ទៅមួយលានផ្កាយ។ ជាមួយនឹងកែវយឹត ឬតេឡេស្កុប វានឹងអាចពិចារណាបានតែរូបរាង និងគ្រោងទាំងមូលប៉ុណ្ណោះ។ សម្រាប់ការសិក្សាលម្អិតបន្ថែមទៀត អ្នកត្រូវការឧបករណ៍ដ៏មានឥទ្ធិពល។

ចង្កោមបែបនេះមានទីតាំងនៅជិតកាឡាក់ស៊ី Milky Way របស់យើង។ ពួកវាវិលជុំវិញគន្លងរាងអេលីបដែលពន្លូតជុំវិញកណ្តាលនៃកាឡាក់ស៊ី។

ចង្កោមរាងមូលទាំងអស់មានរូបរាងនៃបាល់មួយ ភ្លឺខ្លាំងនៅកណ្តាល ហើយចុះខ្សោយឆ្ពោះទៅគែម ដែលកំហាប់នៃផ្កាយមានការថយចុះ។ ដោយសារតែពន្លឺខ្ពស់ និងពន្លឺខ្លាំង ចង្កោមស្ទើរតែទាំងអស់នៃប្រភេទនេះអាចត្រូវបានគេសង្កេតឃើញ។ ចំនួនសរុបរបស់ពួកគេគឺលើសពី 100 បន្តិច។

ចង្កោមផ្កាយ Globular M 12

ចង្កោម ម១២ស្ថិតនៅក្នុងក្រុមតារានិករ ហើយក្នុងខែរដូវក្តៅដំបូង អ្នកអាចបរបាញ់វាបាន។ អ្នកតំណាងដ៏លេចធ្លោមួយទៀតនៃចង្កោមសកល ដែលមានទីតាំងនៅក្នុងក្រុមតារានិករនេះគឺ ម១៤:

ចង្កោមរាងមូលភ្លឺ M 14

ចង្កោម Globular គឺគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍សម្រាប់ការបរបាញ់សូម្បីតែជាមួយកែវយឹត។ ទោះបីជាការពិតដែលថាវានឹងមិនអាចពិចារណាព័ត៌មានលម្អិតក៏ដោយក៏ការស្វែងរកដោយខ្លួនវាគឺគួរឱ្យរំភើបណាស់។ ខ្ញុំធ្លាប់សរសេរប្រកាសប្លក់ អាន។

ជាទូទៅនេះគឺជាអ្វីដែលអ្នកត្រូវដឹង ប្រភេទនៃចង្កោមផ្កាយដើម្បីអាចបែងចែកពួកវានៅលើមេឃដែលមានផ្កាយ និងយល់ពីកន្លែងដែលពួកវាស្ថិតនៅ។

Pleiades, ចង្កោមបើកចំហ

យោងតាមរូបវិទ្យារបស់ពួកគេ ចង្កោមផ្កាយត្រូវបានបែងចែកតាមប្រវត្តិសាស្ត្រជាពីរប្រភេទ - រាងពងក្រពើ និងបើកចំហ។ នៅខែមិថុនា ឆ្នាំ 2011 វាត្រូវបានគេស្គាល់អំពីការរកឃើញនៃក្រុមថ្មីនៃក្រុមដែលរួមបញ្ចូលគ្នានូវលក្ខណៈនៃចង្កោមរាងមូល និងបើកចំហ។

ក្រុមតារាដែលមិនមានទំនាញ ឬក្រុមតារាវ័យក្មេងដែលរួបរួមគ្នាដោយប្រភពដើមទូទៅ ត្រូវបានគេហៅថាសមាគមតារា។

ថ្ងៃទី 11 ខែកក្កដា ឆ្នាំ 2007 Richard Ellis (វិទ្យាស្ថានបច្ចេកវិទ្យាកាលីហ្វ័រញ៉ា) នៅលើកែវយឺត Keck II កម្ពស់ 10 ម៉ែត្រ បានរកឃើញចង្កោមផ្កាយចំនួន 6 ដែលបង្កើតឡើងកាលពី 13.2 ពាន់លានឆ្នាំមុន។ ដូច្នេះ​ហើយ ពួក​គេ​មាន​ដើម​កំណើត​នៅ​ពេល​មាន​អាយុ​ត្រឹម​តែ ៥០០ លាន​ឆ្នាំ​ប៉ុណ្ណោះ។

ចង្កោមផ្កាយរាងមូល

ចង្កោមរាងមូល Messier 80 នៅក្នុងក្រុមតារានិករ Scorpius ស្ថិតនៅចម្ងាយ 28,000 ឆ្នាំពន្លឺពីព្រះអាទិត្យ និងមានផ្កាយរាប់រយរាប់ពាន់។

ចង្កោមផ្កាយរាងមូល ( ចង្កោមសកល) គឺជាចង្កោមផ្កាយដែលមានផ្កាយមួយចំនួនធំ ចងយ៉ាងតឹងរ៉ឹងដោយទំនាញ និងវិលជុំវិញកណ្តាលកាឡាក់ស៊ីជាផ្កាយរណប។ មិនដូចចង្កោមផ្កាយបើកចំហ ដែលមានទីតាំងនៅក្នុងថាសកាឡាក់ស៊ីទេ ចង្កោមរាងពងក្រពើមានទីតាំងនៅហាឡូ។ ពួកវាមានអាយុច្រើន មានផ្កាយជាច្រើនទៀត មានរាងស្វ៊ែរស៊ីមេទ្រី ហើយត្រូវបានកំណត់លក្ខណៈដោយការកើនឡើងនៃកំហាប់ផ្កាយឆ្ពោះទៅកណ្តាលនៃចង្កោម។ កំហាប់លំហនៃផ្កាយនៅតំបន់កណ្តាលនៃចង្កោមសកលគឺ 100-1000 ផ្កាយក្នុងមួយសេកគូប ចម្ងាយជាមធ្យមរវាងផ្កាយជិតខាងគឺ 3-4.6 ពាន់ពាន់លានគីឡូម៉ែត្រ; សម្រាប់ការប្រៀបធៀប នៅតំបន់ជុំវិញ កំហាប់លំហរបស់ផ្កាយគឺ ≈0.13 pc −3 ពោលគឺដង់ស៊ីតេផ្កាយរបស់យើងគឺតិចជាង 700-7000 ដង។ ចំនួនផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមសកលគឺ ≈10 4 -10 6 ។ អង្កត់ផ្ចិតនៃចង្កោមរាងពងក្រពើគឺ 20-60 ភីកសែលម៉ាស់គឺ 10 4 -10 6 ព្រះអាទិត្យ។

ចង្កោមសកលគឺជាវត្ថុធម្មតា៖ នៅដើមឆ្នាំ 2011 157 ត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុងពួកវា ហើយប្រហែល 10-20 ទៀតគឺជាបេក្ខជនសម្រាប់ចង្កោមរាងជារង្វង់។ ក្នុងចំណោមដុំធំៗ អាចមានច្រើនជាងនេះ៖ ឧទាហរណ៍ នៅ Andromeda Nebula ចំនួនរបស់ពួកវាអាចឡើងដល់ 500។ នៅក្នុងក្រុមយក្សមួយចំនួន ជាពិសេសអ្នកដែលមានទីតាំងនៅកណ្តាល ដូចជា M 87 អាចមានចង្កោមរាងជារង្វង់រហូតដល់ 13,000 ។ ចង្កោមបែបនេះធ្វើចរាចរនៅជិតកាឡាក់ស៊ីក្នុងគន្លងដ៏ធំដែលមានកាំនៃលំដាប់ 40 kpc (ប្រហែល 131,000 ឆ្នាំពន្លឺ) ឬច្រើនជាងនេះ។

រាល់កាឡាក់ស៊ីនៃម៉ាស់គ្រប់គ្រាន់នៅក្នុងតំបន់ជុំវិញនៃមីលគីវ៉េ ត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងក្រុមនៃចង្កោមរាងមូល។ វាក៏បានប្រែក្លាយថាពួកវាស្ថិតនៅក្នុងស្ទើរតែគ្រប់កាឡាក់ស៊ីធំដែលបានសិក្សា។ នៅក្នុង Sagittarius និងកាឡាក់ស៊ីមនុស្សតឿនៅក្នុង Canis Major គឺជាក់ស្តែងនៅក្នុងដំណើរការនៃការ "ផ្ទេរ" ក្រុម globular របស់ពួកគេ (ឧទាហរណ៍ Palomar 12) ទៅ Milky Way ។ ចង្កោមរាងមូលជាច្រើនកាលពីអតីតកាលអាចត្រូវបានទិញដោយ Galaxy របស់យើងតាមរបៀបនេះ។

ចង្កោមសកលមានផ្កាយដំបូងបំផុតមួយចំនួនដែលបានបង្ហាញខ្លួននៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី ប៉ុន្តែប្រភពដើម និងតួនាទីរបស់វត្ថុទាំងនេះក្នុងការវិវត្តន៍នៃកាឡាក់ស៊ីនៅតែមិនទាន់ច្បាស់នៅឡើយ។ វាស្ទើរតែប្រាកដណាស់ថា ចង្កោមរាងពងក្រពើមានភាពខុសប្លែកគ្នាយ៉ាងខ្លាំងពីកាឡាក់ស៊ីរាងអេលីបតឿ ពោលគឺពួកវាជាផលិតផលមួយក្នុងចំណោមផលិតផលនៃការបង្កើតផ្កាយនៃកាឡាក់ស៊ី "ដើម" ហើយមិនត្រូវបានបង្កើតឡើងពីកាឡាក់ស៊ីដែលភ្ជាប់មកជាមួយផ្សេងទៀត។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ថ្មីៗនេះ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានផ្តល់យោបល់ថា ចង្កោមរាងពងក្រពើ និងកាឡាក់ស៊ីរាងស្វ៊ែរតឿ ប្រហែលជាមិនត្រូវបានបែងចែកយ៉ាងច្បាស់ និងជាវត្ថុផ្សេងគ្នានោះទេ។

ប្រវត្តិនៃការសង្កេត

ចង្កោម Globular M 13 នៅក្នុងក្រុមតារានិករ Hercules ។ មានផ្កាយរាប់ពាន់។

ចង្កោម​ផ្កាយ​រាង​មូល​ដំបូង​បង្អស់ M 22 ត្រូវ​បាន​រក​ឃើញ​ដោយ​តារា​វិទូ​អាឡឺម៉ង់ Johann Abraham Ihle ( Johann Abraham Ihle) នៅឆ្នាំ 1665 ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ដោយសារតែជំរៅតូចនៃតេឡេស្កុបដំបូង វាមិនអាចបែងចែកផ្កាយនីមួយៗនៅក្នុងចង្កោមរាងមូលបានទេ។ វាគឺជាលោក Charles Messier ដែលបានសម្គាល់ផ្កាយដំបូងនៅក្នុងចង្កោមរាងមូល ក្នុងអំឡុងពេលសង្កេតមើល M 4 របស់គាត់។ ក្រោយមក Abbé Nicolas Lacaille បានបន្ថែមទៅកាតាឡុករបស់គាត់ពី 1751-1752 ចង្កោមដែលក្រោយមកគេស្គាល់ថាជា NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 និង NGC 6397 (អក្សរ The M នៅពីមុខលេខសំដៅលើកាតាឡុករបស់ Charles Messier និង NGC ទៅកាន់កាតាឡុកទូទៅថ្មីរបស់ John Dreyer)។

M 75 គឺជាចង្កោមរាងជារង្វង់ក្រាស់។

កម្មវិធីនៃការស្រាវជ្រាវដោយប្រើតេឡេស្កុបធំបានចាប់ផ្តើមនៅឆ្នាំ 1782 ដោយលោក William Herschel ដែលធ្វើឱ្យវាអាចបែងចែកផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមសកលទាំង 33 ដែលត្រូវបានគេស្គាល់នៅពេលនោះ។ លើសពីនេះទៀត គាត់បានរកឃើញចង្កោមចំនួន ៣៧ បន្ថែមទៀត។ នៅក្នុងកាតាឡុករបស់ Herschel ឆ្នាំ 1789 នៃវត្ថុមេឃជ្រៅ គាត់បានប្រើឈ្មោះដំបូងថា "ចង្កោមសកល" ( ចង្កោមសកល) ដើម្បីពិពណ៌នាអំពីវត្ថុនៃប្រភេទនេះ។ ចំនួននៃចង្កោមសកលដែលបានរកឃើញបានបន្តកើនឡើង ដោយឈានដល់ 83 នៅឆ្នាំ 1915 93 នៅឆ្នាំ 1930 និង 97 នៅឆ្នាំ 1947 ។ នៅឆ្នាំ 2011 ចង្កោមចំនួន 157 ត្រូវបានគេរកឃើញនៅក្នុង Milky Way 18 ទៀតគឺជាបេក្ខជន ហើយចំនួនសរុបត្រូវបានប៉ាន់ប្រមាណនៅ 180 ± 20 ។ ចង្កោមរាងជារង្វង់ដែលមិនអាចរកឃើញទាំងនេះត្រូវបានគេជឿថាត្រូវបានលាក់នៅពីក្រោយពពកហ្គាឡាក់ទិចនៃឧស្ម័ន និងធូលី។

ចាប់ផ្តើមនៅឆ្នាំ 1914 ការសិក្សាជាបន្តបន្ទាប់នៃចង្កោមសកលត្រូវបានធ្វើឡើងដោយតារាវិទូអាមេរិក Harlow Shapley; លទ្ធផលរបស់ពួកគេត្រូវបានបោះពុម្ពនៅក្នុងឯកសារវិទ្យាសាស្ត្រចំនួន 40 ។ គាត់បានសិក្សាជាក្រុម (ដែលគាត់សន្មត់ថាជា Cepheids) ហើយបានប្រើទំនាក់ទំនងពន្លឺតាមកាលកំណត់ ដើម្បីប៉ាន់ស្មានចម្ងាយ។ ក្រោយមកវាត្រូវបានគេរកឃើញថាពន្លឺនៃអថេរ RR Lyrae គឺតិចជាង Cepheids ហើយ Shapley ពិតជាបានប៉ាន់ស្មានចម្ងាយឆ្ងាយជាងទៅនឹងចង្កោម។

ភាគច្រើននៃចង្កោម globular នៅក្នុង Milky Way មានទីតាំងនៅលើផ្ទៃមេឃជុំវិញស្នូលកាឡាក់ស៊ី។ លើសពីនេះ បរិមាណដ៏សំខាន់មួយមានទីតាំងនៅជិតស្នូលនៃស្នូល។ នៅឆ្នាំ 1918 Shapley បានទាញយកអត្ថប្រយោជន៍ពីការចែកចាយចង្កោមដ៏ធំនេះដើម្បីកំណត់ទំហំនៃ Galaxy របស់យើង។ ដោយសន្មតថាការចែកចាយនៃចង្កោមរាងជារង្វង់ជុំវិញកណ្តាលនៃកាឡាក់ស៊ីគឺប្រហែលស្វ៊ែរ គាត់បានប្រើកូអរដោនេរបស់ពួកគេដើម្បីប៉ាន់ប្រមាណទីតាំងរបស់ព្រះអាទិត្យទាក់ទងទៅនឹងកណ្តាលនៃកាឡាក់ស៊ី។ ទោះបីជាការពិតដែលថាការប៉ាន់ប្រមាណចម្ងាយរបស់គាត់មានកំហុសគួរឱ្យកត់សម្គាល់ក៏ដោយវាបង្ហាញថាវិមាត្ររបស់ Galaxy មានទំហំធំជាងការគិតពីមុន។ កំហុសនេះគឺដោយសារតែវត្តមានរបស់ធូលីនៅក្នុងមីលគីវេយ ដែលស្រូបពន្លឺមួយផ្នែកពីចង្កោមរាងមូល ធ្វើឱ្យវាស្រអាប់ ហើយដូច្នេះកាន់តែឆ្ងាយ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ការប៉ាន់ប្រមាណរបស់ Shapley អំពីទំហំនៃ Galaxy មានលំដាប់ដូចគ្នានឹងត្រូវបានទទួលយកនៅពេលនេះ។

ការវាស់វែងរបស់ Shapley ក៏បានបង្ហាញផងដែរថា ព្រះអាទិត្យគឺនៅឆ្ងាយពីកណ្តាលនៃ Galaxy ផ្ទុយទៅនឹងអ្វីដែលត្រូវបានគេជឿនៅពេលនោះ ដោយផ្អែកលើការសង្កេតនៃការចែកចាយផ្កាយធម្មតា។ តាមពិត ផ្កាយស្ថិតនៅក្នុងថាសរបស់ Galaxy ដូច្នេះហើយជារឿយៗត្រូវបានលាក់នៅពីក្រោយឧស្ម័ន និងធូលី ខណៈដែលចង្កោមរាងជារង្វង់ស្ថិតនៅខាងក្រៅថាស ហើយអាចមើលឃើញពីចម្ងាយឆ្ងាយជាងនេះ។

ក្រោយមក Henrietta Swope និង Helen Sawyer (ក្រោយមក Hogg) បានជួយក្នុងការសិក្សាអំពីក្រុម Shapley ។ នៅឆ្នាំ 1927-1929 ។ Shapley និង Sawyer បានចាប់ផ្តើមចាត់ថ្នាក់ក្រុមទៅតាមកម្រិតនៃការប្រមូលផ្តុំផ្កាយ។ ការប្រមូលផ្តុំជាមួយនឹងការផ្តោតអារម្មណ៍ខ្ពស់បំផុតត្រូវបានចាត់ថ្នាក់ទៅថ្នាក់ I និងចំណាត់ថ្នាក់បន្ថែមទៀតនៅពេលដែលការប្រមូលផ្តុំបានថយចុះដល់ថ្នាក់ XII (ជួនកាលថ្នាក់ត្រូវបានតំណាងដោយលេខអារ៉ាប់: 1-12) ។ ចំណាត់ថ្នាក់នេះត្រូវបានគេហៅថា ថ្នាក់ប្រមូលផ្តុំ Shapley-Sawyer ។

ការបង្កើត

NGC 2808 ត្រូវបានបង្កើតឡើងដោយផ្កាយបីផ្សេងគ្នា។

រហូតមកដល់បច្ចុប្បន្ន ការបង្កើតចង្កោមរាងពងក្រពើមិនទាន់ត្រូវបានយល់ច្បាស់នៅឡើយទេ ហើយវានៅតែមិនច្បាស់ថាតើចង្កោមរាងមូលមានផ្កាយនៃជំនាន់ដូចគ្នា ឬថាតើវាមានផ្កាយដែលបានឆ្លងកាត់វដ្តជាច្រើនក្នុងរយៈពេលជាច្រើនរយលានឆ្នាំ។ នៅក្នុងចង្កោមរាងជារង្វង់ ភាគច្រើននៃតារាគឺស្ថិតនៅក្នុងដំណាក់កាលដូចគ្នានៃការវិវត្តន៍របស់តារា ដែលបង្ហាញថាពួកវាបង្កើតបានក្នុងពេលតែមួយ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ប្រវត្តិនៃការបង្កើតផ្កាយប្រែប្រួលពីចង្កោមមួយទៅចង្កោម ហើយក្នុងករណីខ្លះ ចង្កោមមានចំនួនផ្កាយខុសៗគ្នា។ ឧទាហរណ៏នៃការនេះនឹងជាចង្កោមរាងមូលនៅក្នុងពពក Magellanic ធំ ដែលបង្ហាញពីចំនួនប្រជាជន bimodal ។ នៅវ័យក្មេង ចង្កោមទាំងនេះអាចប៉ះទង្គិចជាមួយពពកម៉ូលេគុលដ៏ធំ ដែលបង្កឱ្យមានរលកថ្មីនៃការបង្កើតផ្កាយ ប៉ុន្តែរយៈពេលនៃការបង្កើតផ្កាយនេះគឺខ្លីណាស់បើប្រៀបធៀបទៅនឹងអាយុនៃចង្កោមសកល។

ការសង្កេតនៃចង្កោមសកលបង្ហាញថាពួកវាកើតឡើងជាចម្បងនៅក្នុងតំបន់ដែលមានការបង្កើតផ្កាយប្រកបដោយប្រសិទ្ធភាព នោះគឺជាកន្លែងដែលឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយមានដង់ស៊ីតេខ្ពស់ជាងបើប្រៀបធៀបទៅនឹងតំបន់បង្កើតផ្កាយធម្មតា។ ការបង្កើតក្រុម globular គ្របដណ្តប់នៅក្នុងតំបន់ដែលមានការផ្ទុះនៃការបង្កើតផ្កាយ និងនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីអន្តរកម្ម។ ការសិក្សាក៏បង្ហាញពីអត្ថិភាពនៃទំនាក់ទំនងរវាងម៉ាស់កណ្តាល និងទំហំនៃចង្កោមរាងពងក្រពើនៅក្នុងរាងពងក្រពើ និង . ម៉ាស់នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីបែបនេះច្រើនតែនៅជិតនឹងម៉ាស់សរុបនៃចង្កោមរាងមូលរបស់កាឡាក់ស៊ី។

មិនមានចង្កោមរាងពងក្រពើដែលបង្កើតជាផ្កាយយ៉ាងសកម្មត្រូវបានគេដឹងនាពេលបច្ចុប្បន្ននេះទេ ហើយនេះគឺស្របទៅនឹងទស្សនៈដែលថាពួកគេមានទំនោរទៅជាវត្ថុចំណាស់ជាងគេនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី ហើយមានផ្កាយចាស់ៗ។ មុនគេនៃចង្កោមរាងជារង្វង់អាចជាតំបន់បង្កើតផ្កាយដ៏ធំបំផុតដែលគេស្គាល់ថាជាចង្កោមផ្កាយយក្ស (ឧទាហរណ៍ Westerlund-1 នៅក្នុងផ្លូវមីលគីវ៉េ)។

សមាសធាតុ

ផ្កាយនៅក្នុងចង្កោម Djorgovski 1 មានផ្ទុកតែអ៊ីដ្រូសែន និងអេលីយ៉ូម ហើយត្រូវបានគេហៅថា "លោហៈទាប" ។

ចង្កោម Globular ជាធម្មតាមានផ្កាយដែលមានលោហធាតុទាប និងចាស់ៗរាប់រយពាន់។ ប្រភេទ​ផ្កាយ​ដែល​រក​ឃើញ​ក្នុង​ចង្កោម​រាង​មូល​គឺ​ស្រដៀង​នឹង​ផ្កាយ​នៅ​ក្នុង​ដុំពក។ ពួកគេខ្វះឧស្ម័ន និងធូលី ហើយវាត្រូវបានគេសន្មត់ថាពួកគេបានប្រែក្លាយទៅជាផ្កាយជាយូរមកហើយ។ ចង្កោម Globular មានកំហាប់ផ្កាយខ្ពស់ - ជាមធ្យមប្រហែល 0.4 ផ្កាយក្នុងមួយសេកគូប ហើយនៅចំកណ្តាលនៃចង្កោមមានផ្កាយ 100 ឬសូម្បីតែ 1000 ក្នុងមួយសេកគូប (សម្រាប់ការប្រៀបធៀប នៅតំបន់ជុំវិញព្រះអាទិត្យ ការផ្តោតអារម្មណ៍គឺ ផ្កាយ 0.12 ក្នុងមួយគូបគូប) ។ ចង្កោម Globular មិនត្រូវបានគេគិតថាជាកន្លែងអំណោយផលសម្រាប់អត្ថិភាពនៃប្រព័ន្ធភពនោះទេ ចាប់តាំងពីគន្លងនៅក្នុងស្នូលនៃចង្កោមក្រាស់គឺមិនស្ថិតស្ថេរដោយថាមវន្តដោយសារតែការរំខានដែលបណ្តាលមកពីការឆ្លងកាត់នៃផ្កាយជិតខាង។ ភពមួយវិលជុំវិញនៅចម្ងាយ 1 AU ។ e. ពីផ្កាយមួយនៅក្នុងស្នូលនៃចង្កោមក្រាស់ (ឧទាហរណ៍ 47 Tucanae) តាមទ្រឹស្តីអាចមានត្រឹមតែ 100 លានឆ្នាំប៉ុណ្ណោះ។ ព្រឹត្តិការណ៍ដែលនាំទៅដល់ការបង្កើត pulsar ។

ចង្កោមសកលមួយចំនួន ដូចជា Omega Centauri នៅ Milky Way និង Mayall II នៅក្នុង Andromeda Galaxy មានទំហំធំខ្លាំង (ម៉ាស់ព្រះអាទិត្យជាច្រើនលាន) និងមានផ្កាយពីជំនាន់តារាជាច្រើន។ ចង្កោមទាំងពីរនេះអាចចាត់ទុកថាជាភ័ស្តុតាងដែលបង្ហាញថា ចង្កោមសកលលោកដ៏ធំគឺជាស្នូលនៃកាឡាក់ស៊ីមនុស្សតឿ ដែលត្រូវបានលេបយកដោយកាឡាក់ស៊ីយក្ស។ ប្រហែលមួយភាគបួននៃចង្កោមរាងមូលនៅក្នុងមីលគីវ៉េប្រហែលជាជាផ្នែកមួយនៃកាឡាក់ស៊ីមនុស្សតឿ។

ចង្កោម globular មួយចំនួន (ឧទាហរណ៍ M15) មានស្នូលដ៏ធំដែលអាចមានប្រហោងខ្មៅ ទោះបីជាការធ្វើគំរូបង្ហាញថាការសង្កេតដែលមានត្រូវបានពន្យល់យ៉ាងល្អដូចគ្នាដោយវត្តមាននៃប្រហោងខ្មៅធំតិចជាង ក៏ដូចជាដោយការប្រមូលផ្តុំ (ឬដ៏ធំ) ក៏ដោយ។

ចង្កោម M 53 បានធ្វើឱ្យតារាវិទូភ្ញាក់ផ្អើលជាមួយនឹងផ្កាយមួយចំនួនដែលហៅថា blue stragglers ។

ចង្កោម Globular ជាធម្មតាមានក្រុមផ្កាយ II ដែលមានចំនួនតិចនៃធាតុធ្ងន់។ តារាវិទូហៅធាតុធ្ងន់ថា លោហធាតុ ហើយកំហាប់ដែលទាក់ទងនៃធាតុទាំងនេះនៅក្នុងផ្កាយមួយ គឺលោហធាតុ។ ធាតុទាំងនេះត្រូវបានបង្កើតឡើងនៅក្នុងដំណើរការនៃ nucleosynthesis តារានិករ ហើយបន្ទាប់មកក្លាយជាផ្នែកនៃផ្កាយជំនាន់ថ្មី។ ដូច្នេះសមាមាត្រនៃលោហធាតុអាចបង្ហាញពីអាយុរបស់ផ្កាយមួយ ហើយផ្កាយចាស់ៗជាធម្មតាមានលោហធាតុទាបជាង។

តារាវិទូជនជាតិហូឡង់ លោក Peter Oosterhof បានសង្កេតឃើញថា ប្រហែលជាមានប្រជាជនចំនួនពីរនៃចង្កោមរាងជារង្វង់ដែលគេស្គាល់ថាជា "ក្រុម Oosterhof" ។ ក្រុមទាំងពីរមានខ្សែវិសាលគមខ្សោយនៃធាតុលោហធាតុ ប៉ុន្តែបន្ទាត់នៅក្នុងប្រភេទ I (OoI) តារាមិនខ្សោយដូចនៅក្នុងប្រភេទ II (OoII) ហើយក្រុមទីពីរមានរយៈពេលវែងជាងបន្តិចនៅក្នុងអថេរ RR Lyrae ដូច្នេះហើយ ផ្កាយប្រភេទ I ត្រូវបានគេហៅថា "សម្បូរលោហធាតុ" ហើយផ្កាយប្រភេទទី 2 - "លោហៈទាប" ។ ចំនួនប្រជាជនទាំងពីរនេះត្រូវបានគេសង្កេតឃើញនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីជាច្រើន ជាពិសេសនៅក្នុងរាងពងក្រពើដ៏ធំ។ ក្រុមអាយុទាំងពីរគឺស្ទើរតែដូចគ្នាទៅនឹងសកលលោកផ្ទាល់ ប៉ុន្តែខុសគ្នាពីគ្នាទៅវិញទៅមកនៅក្នុងលោហធាតុ។ សម្មតិកម្មផ្សេងៗត្រូវបានគេដាក់ចេញដើម្បីពន្យល់ពីភាពខុសគ្នានេះ រួមទាំងការរួមបញ្ចូលគ្នាជាមួយកាឡាក់ស៊ីដែលសម្បូរឧស្ម័ន ការស្រូបយកកាឡាក់ស៊ីតឿ និងដំណាក់កាលជាច្រើននៃការបង្កើតផ្កាយនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីតែមួយ។ នៅក្នុង Milky Way ចង្កោមលោហធាតុទាបត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹង halo ខណៈពេលដែលចង្កោមដែលសំបូរទៅដោយលោហៈត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងប៉ោង។

នៅក្នុង Milky Way ចង្កោមលោហៈទាបភាគច្រើនត្រូវបានតម្រឹមតាមយន្តហោះនៅផ្នែកខាងក្រៅនៃ halo របស់កាឡាក់ស៊ី។ នេះបង្ហាញថាចង្កោមប្រភេទទី II ត្រូវបានចាប់យកពីកាឡាក់ស៊ីផ្កាយរណប ហើយមិនមែនជាសមាជិកចាស់បំផុតនៃប្រព័ន្ធចង្កោមសកលរបស់មីលគីវេ ដូចដែលបានគិតពីមុនមក។ ភាពខុសគ្នារវាងចង្កោមទាំងពីរប្រភេទក្នុងករណីនេះត្រូវបានពន្យល់ដោយការពន្យាពេលរវាងពេលដែលកាឡាក់ស៊ីទាំងពីរបានបង្កើតប្រព័ន្ធចង្កោមរបស់ពួកគេ។

សមាសធាតុកម្រ

នៅក្នុងចង្កោមរាងមូល ដង់ស៊ីតេនៃផ្កាយគឺខ្ពស់ណាស់ ដូច្នេះហើយការឆ្លងកាត់ជិតៗ និងការប៉ះទង្គិចកើតឡើងជាញឹកញាប់។ ផលវិបាកនៃការនេះគឺមានភាពសម្បូរបែបនៃក្រុមកម្រកម្រនិងអសកម្មមួយចំនួននៃផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមរាងជារង្វង់ (ឧទាហរណ៍ ផ្កាយពណ៌ខៀវ មីលីវិនាទី pulsars និងប្រព័ន្ធគោលពីរនៃកាំរស្មីអ៊ិចទាប)។ អ្នកដើរលេងពណ៌ខៀវបង្កើតនៅពេលផ្កាយពីរប៉ះគ្នា អាចជាលទ្ធផលនៃការប៉ះទង្គិចជាមួយប្រព័ន្ធគោលពីរ។ ផ្កាយបែបនេះគឺក្តៅជាងតារាផ្សេងទៀតនៅក្នុងចង្កោមដែលមានពន្លឺដូចគ្នា ហើយដូច្នេះខុសគ្នាពីផ្កាយលំដាប់សំខាន់ៗដែលបង្កើតនៅពេលចង្កោមកើត។

ចាប់តាំងពីទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1970 ក្រុមតារាវិទូកំពុងស្វែងរកប្រហោងខ្មៅនៅក្នុងចង្កោមរាងពងក្រពើ ប៉ុន្តែកិច្ចការនេះតម្រូវឱ្យមានកែវយឹតខ្ពស់ ដូច្នេះមានតែការមកដល់ប៉ុណ្ណោះ ទើបជាការរកឃើញដំបូងដែលត្រូវបានបញ្ជាក់។ ផ្អែកលើការសង្កេត ការសន្មត់មួយត្រូវបានធ្វើឡើងអំពីវត្តមានរបស់ប្រហោងខ្មៅកម្រិតមធ្យម (4,000 ម៉ាស់ព្រះអាទិត្យ) នៅក្នុងចង្កោមសកលលោក M 15 និងប្រហោងខ្មៅ (~ 2 10 4 M ⊙) នៅក្នុងចង្កោម Mayall II នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី Andromeda ។ . ការសាយភាយកាំរស្មីអ៊ិច និងវិទ្យុពី Mayall II ទាក់ទងទៅនឹងប្រហោងខ្មៅកម្រិតមធ្យម។ ពួកវាមានការចាប់អារម្មណ៍ជាពិសេស ដោយសារតែពួកវាគឺជាប្រហោងខ្មៅដំបូងគេដែលមានម៉ាស់មធ្យមរវាងប្រហោងខ្មៅធម្មតានៃផ្កាយ និងប្រហោងខ្មៅដ៏ធំនៅក្នុងស្នូលនៃកាឡាក់ស៊ី។ ម៉ាស់នៃប្រហោងខ្មៅកម្រិតមធ្យមគឺសមាមាត្រទៅនឹងម៉ាស់នៃចង្កោម ដែលបំពេញបន្ថែមទំនាក់ទំនងដែលបានរកឃើញពីមុនរវាងម៉ាស់នៃប្រហោងខ្មៅដ៏ធំ និងកាឡាក់ស៊ីជុំវិញរបស់វា។

ការអះអាងនៃប្រហោងខ្មៅកម្រិតមធ្យមត្រូវបានជួបជាមួយនឹងការសង្ស័យមួយចំនួនដោយសហគមន៍វិទ្យាសាស្ត្រ។ ការពិតគឺថា វត្ថុដែលក្រាស់បំផុតនៅក្នុងចង្កោមរាងជារង្វង់ ត្រូវបានគេសន្មត់ថានឹងបន្ថយចលនារបស់វាបន្តិចម្តងៗ ហើយបញ្ចប់នៅចំកណ្តាលនៃចង្កោម ដែលជាលទ្ធផលនៃដំណើរការហៅថា "ការបំបែកម៉ាស់"។ នៅក្នុងចង្កោមរាងមូល ទាំងនេះគឺជាមនុស្សតឿពណ៌ស និងផ្កាយនឺត្រុង។ ការស្រាវជ្រាវដោយ Holger Baumgardt និងសហសេវិកបានកត់សម្គាល់ថាសមាមាត្រម៉ាស់ទៅពន្លឺនៅក្នុង M15 និង Mayall II គួរតែកើនឡើងយ៉ាងខ្លាំងឆ្ពោះទៅកណ្តាលនៃចង្កោមទោះបីជាមិនមានប្រហោងខ្មៅក៏ដោយ។

ដ្យាក្រាម Hertzsprung-Russell

ដ្យាក្រាមទំហំពណ៌នៃចង្កោម M3 ។ នៅជុំវិញរ៉ិចទ័រ 19 គឺជាលក្ខណៈ "ជង្គង់" ដែលផ្កាយចាប់ផ្តើមចូលទៅក្នុងដំណាក់កាលដ៏ធំ។

ដ្យាក្រាម Hertzsprung-Russell (H-R diagram) គឺជាក្រាហ្វដែលបង្ហាញពីទំនាក់ទំនងរវាងទំហំដាច់ខាត និងសន្ទស្សន៍ពណ៌។ សន្ទស្សន៍ពណ៌ B-V គឺជាភាពខុសគ្នារវាងពន្លឺពណ៌ខៀវរបស់ផ្កាយ ឬ B និងពន្លឺដែលអាចមើលឃើញ (ពណ៌លឿង-បៃតង) ឬ V តម្លៃសន្ទស្សន៍ពណ៌។ តម្លៃសន្ទស្សន៍ពណ៌ B-V ដ៏ធំបង្ហាញពីផ្កាយពណ៌ក្រហមដ៏ត្រជាក់ខណៈពេលដែល តម្លៃអវិជ្ជមានត្រូវគ្នាទៅនឹងផ្កាយពណ៌ខៀវដែលមានផ្ទៃក្តៅ។ នៅពេលដែលផ្កាយនៅជិតព្រះអាទិត្យត្រូវបានគ្រោងនៅលើដ្យាក្រាម H-R វាបង្ហាញពីការចែកចាយនៃផ្កាយនៃម៉ាស់ផ្សេងៗគ្នា អាយុ និងសមាសភាព។ ផ្កាយជាច្រើននៅក្នុងដ្យាក្រាមគឺនៅជិតនឹងខ្សែកោងចំណោតពីផ្នែកខាងលើខាងឆ្វេង (ពន្លឺខ្ពស់ ប្រភេទវិសាលគមដំបូង) ទៅខាងស្តាំខាងក្រោម (ពន្លឺទាប ប្រភេទវិសាលគមយឺត)។ ផ្កាយទាំងនេះត្រូវបានគេហៅថាផ្កាយលំដាប់សំខាន់។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ដ្យាក្រាមនេះក៏រួមបញ្ចូលផ្កាយដែលស្ថិតក្នុងដំណាក់កាលក្រោយនៃការវិវត្តន៍របស់តារា ហើយបានចុះពីលំដាប់សំខាន់។

ដោយសារតែផ្កាយទាំងអស់នៅក្នុងចង្កោមរាងជារង្វង់មានចម្ងាយប្រហែលដូចគ្នាពីយើង រ៉ិចទ័រដាច់ខាតរបស់វាខុសគ្នាពីទំហំជាក់ស្តែងរបស់វាប្រហែលប្រហែលដូចគ្នា។ ផ្កាយលំដាប់សំខាន់ៗនៅក្នុងចង្កោមរាងជារង្វង់គឺអាចប្រៀបធៀបបានទៅនឹងផ្កាយស្រដៀងៗគ្នានៅក្នុងបរិវេណជុំវិញព្រះអាទិត្យ ហើយនឹងតម្រង់ជួរតាមខ្សែលំដាប់មេ។ ភាពត្រឹមត្រូវនៃការសន្មត់នេះត្រូវបានបញ្ជាក់ដោយលទ្ធផលប្រៀបធៀបដែលទទួលបានដោយការប្រៀបធៀបទំហំនៃផ្កាយអថេររយៈពេលខ្លីនៅក្បែរនោះ (ដូចជា RR Lyrae) និង Cepheids ជាមួយនឹងប្រភេទផ្កាយដូចគ្នានៅក្នុងចង្កោម។

ការប្រៀបធៀបខ្សែកោងនៅលើដ្យាក្រាម H-R មួយអាចកំណត់ទំហំដាច់ខាតនៃផ្កាយលំដាប់សំខាន់ៗនៅក្នុងចង្កោម។ នេះ ធ្វើ​ឱ្យ​វា​អាច​ប៉ាន់​ប្រមាណ​ចម្ងាយ​ទៅ​ចង្កោម​ដោយ​ផ្អែក​លើ​តម្លៃ​នៃ​ទំហំ​ផ្កាយ​ជាក់ស្តែង។ ភាពខុសគ្នារវាងតម្លៃដែលទាក់ទង និងដាច់ខាត ម៉ូឌុលចម្ងាយផ្តល់ការប៉ាន់ប្រមាណនៃចម្ងាយ។

នៅពេលដែលផ្កាយនៃចង្កោមរាងជារង្វង់ត្រូវបានគ្រោងនៅលើដ្យាក្រាម G-R នៅក្នុងករណីជាច្រើន តារាស្ទើរតែទាំងអស់ធ្លាក់លើខ្សែកោងច្បាស់លាស់ ដែលខុសពីដ្យាក្រាម G-R នៃផ្កាយនៅជិតព្រះអាទិត្យ ដែលរួមបញ្ចូលផ្កាយដែលមានអាយុ និងប្រភពដើមផ្សេងៗគ្នាទៅជាមួយ។ ទាំងមូល។ រូបរាងនៃខ្សែកោងសម្រាប់ចង្កោមរាងជារង្វង់គឺជាលក្ខណៈនៃក្រុមផ្កាយដែលបង្កើតឡើងនៅពេលដូចគ្នាពីវត្ថុធាតុដូចគ្នា ហើយខុសគ្នាតែក្នុងម៉ាស់ដំបូងប៉ុណ្ណោះ។ ដោយសារទីតាំងរបស់ផ្កាយនីមួយៗក្នុងដ្យាក្រាម H-R អាស្រ័យលើអាយុ រូបរាងនៃខ្សែកោងសម្រាប់ចង្កោមរាងជារង្វង់អាចត្រូវបានប្រើដើម្បីប៉ាន់ប្រមាណអាយុសរុបនៃចំនួនប្រជាជនផ្កាយ។

ផ្កាយលំដាប់សំខាន់ៗដែលមានទំហំធំបំផុតនឹងមានរ៉ិចទ័រខ្ពស់បំផុត ហើយផ្កាយទាំងនេះនឹងក្លាយជាតារាដំបូងគេដែលចូលក្នុងដំណាក់កាលយក្ស។ នៅពេលដែលចង្កោមមានអាយុ ផ្កាយដែលមានម៉ាស់ទាបនឹងចាប់ផ្តើមផ្លាស់ប្តូរទៅកាន់ដំណាក់កាលយក្ស ដូច្នេះអាយុនៃចង្កោមដែលមានចំនួនតារាមួយប្រភេទអាចត្រូវបានវាស់វែងដោយស្វែងរកផ្កាយដែលទើបតែចាប់ផ្តើមផ្លាស់ប្តូរទៅកាន់ដំណាក់កាលយក្ស។ ពួកវាបង្កើតជា "ជង្គង់" នៅក្នុងដ្យាក្រាម H-R ជាមួយនឹងការបង្វិលទៅជ្រុងខាងលើខាងស្តាំដោយគោរពតាមបន្ទាត់លំដាប់សំខាន់។ រ៉ិចទ័រដាច់ខាតនៅក្នុងតំបន់នៃចំណុចរបត់គឺអាស្រ័យលើអាយុនៃចង្កោមសកល ដូច្នេះមាត្រដ្ឋានអាយុអាចត្រូវបានគ្រោងនៅលើអ័ក្សស្របនឹងរ៉ិចទ័រ។

លើសពីនេះទៀតអាយុនៃចង្កោមរាងពងក្រពើអាចត្រូវបានកំណត់ដោយសីតុណ្ហភាពនៃមនុស្សតឿពណ៌សត្រជាក់បំផុត។ ជាលទ្ធផលនៃការគណនា វាត្រូវបានគេរកឃើញថាអាយុធម្មតានៃចង្កោមសកលអាចឈានដល់ 12.7 ពាន់លានឆ្នាំ។ នៅក្នុងនេះពួកវាខុសគ្នាយ៉ាងខ្លាំងពីចង្កោមផ្កាយបើកចំហដែលមានត្រឹមតែពីរបីដប់លានឆ្នាំប៉ុណ្ណោះ។

អាយុនៃចង្កោមរាងពងក្រពើកំណត់ដែនកំណត់អាយុនៃសកលលោកទាំងមូល។ ដែនកំណត់ទាបនេះគឺជាឧបសគ្គដ៏សំខាន់មួយនៅក្នុងលោហធាតុវិទ្យា។ នៅដើមទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1990 អ្នកតារាវិទូបានប្រឈមមុខនឹងការប៉ាន់ស្មានអាយុនៃចង្កោមរាងពងក្រពើដែលចាស់ជាងអ្វីដែលគំរូលោហធាតុបានណែនាំ។ ទោះបីជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ការវាស់វែងលម្អិតនៃប៉ារ៉ាម៉ែត្រលោហធាតុ តាមរយៈការស្ទាបស្ទង់លើមេឃជ្រៅ និងវត្តមានរបស់ផ្កាយរណបដូចជា COBE បានដោះស្រាយបញ្ហានេះ។

ការសិក្សាអំពីការវិវត្តនៃចង្កោម globular ក៏អាចត្រូវបានប្រើដើម្បីកំណត់ការផ្លាស់ប្តូរដោយសារតែការបញ្ចូលគ្នានៃឧស្ម័ន និងធូលីដែលបង្កើតជាចង្កោម។ ទិន្នន័យដែលទទួលបានពីការសិក្សាអំពីចង្កោមរាងមូល ត្រូវបានប្រើដើម្បីសិក្សាពីការវិវត្តន៍នៃមីលគីវ៉េទាំងមូល។

នៅក្នុងចង្កោមរាងជារង្វង់ មានផ្កាយមួយចំនួនដែលគេស្គាល់ថាជា ផ្កាយពណ៌ខៀវ ដែលហាក់ដូចជាបន្តផ្លាស់ទីចុះក្រោមលំដាប់សំខាន់ឆ្ពោះទៅរកផ្កាយពណ៌ខៀវភ្លឺជាង។ ប្រភពដើមនៃផ្កាយទាំងនេះនៅតែមិនច្បាស់លាស់ ប៉ុន្តែគំរូភាគច្រើនណែនាំថាការបង្កើតផ្កាយទាំងនេះគឺជាលទ្ធផលនៃការផ្ទេរម៉ាស់រវាងផ្កាយនៅក្នុងប្រព័ន្ធគោលពីរ និងបី។

ចង្កោមផ្កាយ Globular នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី Milky Way

ចង្កោម Globular គឺជាសមាជិកសមូហភាពនៃកាឡាក់ស៊ីរបស់យើង ហើយជាផ្នែកមួយនៃប្រព័ន្ធរងស្វ៊ែររបស់វា៖ ពួកវាវិលជុំវិញកណ្តាលម៉ាសនៃកាឡាក់ស៊ីក្នុងគន្លងដែលពន្លូតខ្លាំងជាមួយនឹងល្បឿន ≈200 គីឡូម៉ែត្រ/វិនាទី និងរយៈពេលគន្លងនៃ 10 8-10 9 ឆ្នាំ។ អាយុនៃចង្កោមសកលនៅក្នុង Galaxy របស់យើងកំពុងខិតជិតដល់អាយុរបស់វា ដែលត្រូវបានបញ្ជាក់ដោយដ្យាក្រាម Hertzsprung-Russell របស់ពួកគេ ដែលមានការបំបែកលក្ខណៈនៅក្នុងលំដាប់សំខាន់នៅផ្នែកពណ៌ខៀវ ដែលបង្ហាញពីការផ្លាស់ប្តូរនៃផ្កាយដ៏ធំ - សមាជិកនៃចង្កោមទៅជា។

មិនដូចចង្កោមបើកចំហ និងសមាគមតារាទេ មជ្ឈដ្ឋានរវាងផ្កាយនៃចង្កោមសកលមានឧស្ម័នតិចតួច៖ ការពិតនេះត្រូវបានពន្យល់ដោយល្បឿនប៉ារ៉ាបូលទាប ≈10-30 គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយម៉ោង ហើយម្យ៉ាងវិញទៀតដោយភាពអស្ចារ្យរបស់ពួកគេ អាយុ; ជាក់ស្តែង កត្តាបន្ថែមមួយគឺការឆ្លងកាត់តាមកាលកំណត់ក្នុងដំណើរនៃបដិវត្តជុំវិញកណ្តាលនៃ Galaxy របស់យើងតាមរយៈយន្តហោះរបស់វា ដែលក្នុងនោះពពកឧស្ម័នត្រូវបានប្រមូលផ្តុំ ដែលរួមចំណែកដល់ "ការហូរចេញ" នៃឧស្ម័នផ្ទាល់ខ្លួនក្នុងអំឡុងពេលឆ្លងកាត់។

ចង្កោមផ្កាយ Globular នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត។

ចង្កោមនៅតំបន់កណ្តាលនៃ Tarantula Nebula ដែលជាចង្កោមនៃតារាវ័យក្មេងនិងក្តៅ

នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត (ឧទាហរណ៍នៅក្នុងពពក Magellanic) ចង្កោមរាងពងក្រពើវ័យក្មេងក៏ត្រូវបានគេសង្កេតឃើញផងដែរ។

ចង្កោមសកលភាគច្រើននៅក្នុង LMC និង MMO ជារបស់តារាវ័យក្មេង ផ្ទុយពីចង្កោមរាងមូលនៃ Galaxy របស់យើង ហើយភាគច្រើនត្រូវបានជ្រមុជនៅក្នុងឧស្ម័ន និងធូលីអន្តរតារា។ ជាឧទាហរណ៍ Tarantula Nebula ត្រូវបានហ៊ុំព័ទ្ធដោយចង្កោមតូចៗនៃផ្កាយពណ៌ខៀវ-ស។ នៅកណ្តាលនៃ nebula គឺជាចង្កោមភ្លឺ។

ចង្កោមផ្កាយ Globular នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី Andromeda (M31)៖

ដើម្បីសង្កេតមើលចង្កោមរាងមូល M31 ភាគច្រើន អ្នកត្រូវការតេឡេស្កុបដែលមានអង្កត់ផ្ចិត 10 អ៊ីង ដែលភ្លឺបំផុតអាចមើលឃើញនៅក្នុងកែវយឺតទំហំ 5 អ៊ីញ។ ការពង្រីកជាមធ្យមគឺ 150-180 ដង គ្រោងការណ៍អុបទិកនៃតេឡេស្កុបមិនមានបញ្ហាទេ។

ចង្កោម G1 (Mayall II) គឺជាចង្កោមភ្លឺបំផុតនៅក្នុងក្រុមក្នុងស្រុកនៅចម្ងាយ 170,000 ly ។ ឆ្នាំ

បើកក្រុមផ្កាយ

NGC 265 ដែលជាចង្កោមផ្កាយបើកចំហនៅក្នុងពពក Magellanic តូច។

ចង្កោមផ្កាយបើកចំហ ( បើកចង្កោម) គឺជាក្រុមផ្កាយមួយ (ចំនួនច្រើនពាន់នាក់) ដែលបង្កើតឡើងពីពពកម៉ូលេគុលយក្សមួយ និងមានអាយុកាលប្រហាក់ប្រហែលគ្នា។ ចង្កោមបើកចំហជាង 1100 ត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុង Galaxy របស់យើង ប៉ុន្តែវាត្រូវបានគេសន្មត់ថាមានច្រើនទៀត។ ផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមបែបនេះត្រូវបានភ្ជាប់ទៅគ្នាទៅវិញទៅមកដោយកម្លាំងទំនាញខ្សោយ ដូច្នេះនៅពេលដែលពួកវាវិលជុំវិញកណ្តាលកាឡាក់ស៊ី ចង្កោមអាចត្រូវបានបំផ្លាញដោយសារតែការឆ្លងកាត់យ៉ាងជិតស្និទ្ធនៅជិតចង្កោមឬពពកឧស្ម័នផ្សេងទៀត ក្នុងករណីនេះផ្កាយដែលបង្កើតពួកវា។ ក្លាយជាផ្នែកមួយនៃចំនួនប្រជាជនធម្មតានៃកាឡាក់ស៊ី; ផ្កាយនីមួយៗក៏អាចត្រូវបានច្រានចេញផងដែរ ជាលទ្ធផលនៃអន្តរកម្មទំនាញស្មុគស្មាញនៅក្នុងចង្កោម។ អាយុធម្មតានៃចង្កោមគឺរាប់រយលានឆ្នាំ។ ចង្កោមផ្កាយបើកចំហត្រូវបានរកឃើញតែនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីវង់និងមិនទៀងទាត់ ដែលដំណើរការបង្កើតផ្កាយសកម្មកើតឡើង។

ចង្កោមបើកចំហវ័យក្មេងអាចស្ថិតនៅក្នុងពពកម៉ូលេគុលដែលពួកវាត្រូវបានបង្កើតឡើង ហើយ "បំភ្លឺ" វា ដែលបណ្តាលឱ្យមានតំបន់មួយនៃអ៊ីដ្រូសែនអ៊ីយ៉ូដ។ យូរ ៗ ទៅសម្ពាធវិទ្យុសកម្មពីចង្កោមបំបែកពពក។ តាមក្បួនមួយមានតែប្រហែល 10% នៃម៉ាសនៃពពកឧស្ម័នប៉ុណ្ណោះដែលមានពេលវេលាដើម្បីបង្កើតផ្កាយ មុនពេលឧស្ម័នដែលនៅសល់ត្រូវបែកខ្ញែកដោយសម្ពាធនៃពន្លឺ។

ចង្កោមផ្កាយបើកចំហគឺជាវត្ថុសំខាន់សម្រាប់សិក្សាការវិវត្តរបស់តារា។ ដោយសារតែសមាជិកចង្កោមមានអាយុដូចគ្នា និងសមាសធាតុគីមី ឥទ្ធិពលនៃលក្ខណៈផ្សេងទៀតគឺងាយស្រួលកំណត់សម្រាប់ចង្កោមជាងសម្រាប់ផ្កាយនីមួយៗ។ ចង្កោមបើកចំហមួយចំនួនដូចជា Pleiades, Hyades ឬ Alpha Perseus Cluster អាចមើលឃើញដោយភ្នែកទទេ។ មួយចំនួនផ្សេងទៀត ដូចជាក្រុម Perseus Double Cluster ស្ទើរតែអាចមើលឃើញដោយគ្មានឧបករណ៍ ហើយជាច្រើនទៀតអាចមើលឃើញដោយកែវយឹត ឬកែវយឹត ដូចជាក្រុមទាព្រៃ (M 11) ជាដើម។

ការសង្កេតប្រវត្តិសាស្ត្រ

Mosaic នៃរូបភាពចំនួន 30 នៃចង្កោមបើកចំហដែលត្រូវបានរកឃើញដោយកែវយឺត VISTA ។ តាមការសង្កេតដោយផ្ទាល់ ចង្កោមទាំងនេះត្រូវបានបិទបាំងដោយធូលីនៃមីលគីវ៉េ។

ចង្កោមផ្កាយបើកចំហភ្លឺ Pleiades ត្រូវបានគេស្គាល់តាំងពីបុរាណកាលមក ហើយ Hyades គឺជាផ្នែកមួយនៃក្រុមតារានិករ Taurus ដែលជាក្រុមតារានិករបុរាណបំផុតមួយ។ ចង្កោមផ្សេងទៀតត្រូវបានពិពណ៌នាដោយតារាវិទូដំបូងថាជាបំណះនៃពន្លឺដែលមិនអាចបំបែកបាន។ តារាវិទូជនជាតិក្រិច Claudius Ptolemy បានរៀបរាប់នៅក្នុងកំណត់ត្រារបស់គាត់ Manger, ចង្កោមទ្វេនៅ Perseus និងចង្កោម Ptolemy; ហើយតារាវិទូ Persian As-Sufi បានពិពណ៌នាអំពីចង្កោម Omicron Sails ។ ទោះបីជាយ៉ាងណាក៏ដោយ មានតែការប្រឌិតនៃតេឡេស្កុបទេ ដែលធ្វើឱ្យវាអាចបែងចែកផ្កាយនីមួយៗនៅក្នុងវត្ថុ nebulous ទាំងនេះ។ លើសពីនេះទៅទៀត នៅឆ្នាំ 1603 លោក Johann Bayer បានកំណត់ទម្រង់ទាំងនេះ ដូចជាផ្កាយដាច់ដោយឡែក។

មនុស្សដំបូងគេដែលប្រើតេឡេស្កុបនៅឆ្នាំ 1609 ដើម្បីសង្កេតមើលមេឃដែលមានផ្កាយ ហើយកត់ត្រាលទ្ធផលនៃការសង្កេតទាំងនេះគឺ តារាវិទូអ៊ីតាលី Galileo Galilei ។ នៅពេលសិក្សាវត្ថុ nebulous មួយចំនួនដែលត្រូវបានពិពណ៌នាដោយ Ptolemy នោះ Galileo បានរកឃើញថាពួកគេមិនមែនជាតារានិមួយៗ ប៉ុន្តែជាក្រុមនៃផ្កាយមួយចំនួនធំ។ ដូច្នេះនៅក្នុង Manger គាត់បានសម្គាល់ផ្កាយជាង 40 ។ ខណៈពេលដែលអ្នកកាន់តំណែងមុនរបស់គាត់បានសម្គាល់ផ្កាយ 6-7 នៅក្នុង Pleiades នោះ Galileo បានរកឃើញស្ទើរតែ 50 ។ នៅក្នុងសៀវភៅរបស់គាត់ 1610 Sidereus Nuncius គាត់បានសរសេរថា: "... Galaxia គឺគ្មានអ្វីក្រៅពីបណ្តុំនៃផ្កាយជាច្រើនដែលមានទីតាំងជាក្រុម". ត្រូវបានបំផុសគំនិតដោយការងាររបស់ Galileo តារាវិទូ Sicilian Giovanni Hodierna ប្រហែលជាតារាវិទូដំបូងគេដែលបានរកឃើញចង្កោមបើកចំហដែលមិនស្គាល់ពីមុនជាមួយនឹងកែវពង្រីក។ នៅឆ្នាំ 1654 គាត់បានរកឃើញវត្ថុដែលឥឡូវនេះហៅថា Messier 41, Messier 47, NGC 2362 និង NGC 2451 ។

នៅឆ្នាំ 1767 អ្នកធម្មជាតិវិទូជនជាតិអង់គ្លេស Rev. John Michell បានគណនាថាសូម្បីតែសម្រាប់ក្រុមតែមួយដូចជា Pleiades ប្រូបាប៊ីលីតេដែលផ្កាយធាតុផ្សំរបស់វាត្រូវបានតម្រង់ជួរដោយចៃដន្យសម្រាប់អ្នកសង្កេតលើផែនដីគឺ 1 ក្នុង 496,000; វាច្បាស់ណាស់ថាផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមមានទំនាក់ទំនងរាងកាយ។ នៅឆ្នាំ 1774-1781 តារាវិទូជនជាតិបារាំងលោក Charles Messier បានបោះពុម្ពកាតាឡុកនៃវត្ថុសេឡេស្ទាលដែលមានរូបរាងស្រអាប់ដូចផ្កាយដុះកន្ទុយ។ កាតាឡុកនេះរួមមាន 26 ចង្កោមបើកចំហ។ នៅទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1790 តារាវិទូជនជាតិអង់គ្លេស លោក William Herschel បានចាប់ផ្តើមការសិក្សាយ៉ាងទូលំទូលាយអំពីវត្ថុសេឡេស្ទាល nebulous ។ គាត់បានរកឃើញថាទម្រង់ទាំងនេះជាច្រើនអាចត្រូវបានបំបែកទៅជាក្រុមតារានីមួយៗ។ Herschel បានផ្តល់យោបល់ថា ដំបូងផ្កាយត្រូវបានខ្ចាត់ខ្ចាយនៅក្នុងលំហ ហើយបន្ទាប់មក ជាលទ្ធផលនៃកម្លាំងទំនាញ បានបង្កើតប្រព័ន្ធផ្កាយ។ គាត់បានបែងចែក nebulae ជា 8 ប្រភេទ ហើយបានចាត់ថ្នាក់ VI ដល់ VIII ដើម្បីចាត់ថ្នាក់ក្រុមផ្កាយ។

តាមរយៈការខិតខំប្រឹងប្រែងរបស់តារាវិទូ ចំនួននៃចង្កោមដែលគេស្គាល់បានចាប់ផ្តើមកើនឡើង។ ចង្កោមបើកចំហរាប់រយត្រូវបានរាយក្នុងបញ្ជីតារាងទូទៅថ្មី (NGC) ដែលបានបោះពុម្ពលើកដំបូងក្នុងឆ្នាំ 1888 ដោយតារាវិទូជនជាតិដាណឺម៉ាក-អៀរឡង់ J. L. E. Dreyer ក៏ដូចជានៅក្នុងកាតាឡុកសន្ទស្សន៍បន្ថែមចំនួនពីរដែលបានបោះពុម្ពនៅឆ្នាំ 1896 និង 1905 ។ កំណត់អត្តសញ្ញាណចង្កោមពីរប្រភេទផ្សេងគ្នា។ ទីមួយមានផ្កាយរាប់ពាន់ដែលរៀបចំដោយការបែងចែកស្វ៊ែរទៀងទាត់។ ពួកគេបានជួបគ្នាពេញផ្ទៃមេឃ ប៉ុន្តែក្រាស់បំផុត - ក្នុងទិសដៅនៃកណ្តាលនៃមីលគីវ៉េ។ ចំនួនតារានិករក្រោយៗទៀតគឺកម្រមាន ហើយរូបរាងកាន់តែមិនទៀងទាត់។ ចង្កោមបែបនេះជាធម្មតាមានទីតាំងនៅខាងក្នុង ឬជិតយន្តហោះកាឡាក់ស៊ី។ តារាវិទូបានដាក់ឈ្មោះដំបូង ចង្កោមផ្កាយរាងមូលនិងទីពីរ - បើកក្រុមផ្កាយ. ដោយសារតែទីតាំងរបស់ពួកគេ ចង្កោមបើកចំហ ជួនកាលត្រូវបានគេហៅថា ចង្កោមកាឡាក់ស៊ីពាក្យនេះត្រូវបានស្នើឡើងក្នុងឆ្នាំ 1925 ដោយតារាវិទូជនជាតិស្វីស-អាមេរិក Robert Julius Trumpler ។

ការវាស់វែងមីក្រូម៉ែត្រនៃទីតាំងរបស់ផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមត្រូវបានធ្វើឡើងជាលើកដំបូងនៅក្នុងឆ្នាំ 1877 ដោយតារាវិទូអាល្លឺម៉ង់ E. Schoenfeld ហើយបន្ទាប់មកដោយតារាវិទូអាមេរិក E. E. Barnard ក្នុងឆ្នាំ 1898-1921 ។ ការប៉ុនប៉ងទាំងនេះមិនបានបង្ហាញពីសញ្ញាណាមួយនៃចលនាផ្កាយទេ។ ទោះបីជាយ៉ាងណាក៏ដោយ នៅឆ្នាំ 1918 តារាវិទូជនជាតិហូឡង់-អាមេរិក Adrian van Maanen ដោយការប្រៀបធៀបផ្លាករូបថតដែលថតនៅចំណុចផ្សេងៗគ្នាតាមពេលវេលា អាចវាស់ស្ទង់ចលនារបស់ផ្កាយបានត្រឹមត្រូវសម្រាប់ផ្នែកនៃចង្កោម Pleiades ។ នៅពេលដែលតារាសាស្ត្រកាន់តែមានភាពច្បាស់លាស់ វាកាន់តែច្បាស់ថា ចង្កោមផ្កាយចែករំលែកចលនាត្រឹមត្រូវដូចគ្នានៅក្នុងលំហ។ ដោយការប្រៀបធៀបផ្លាករូបថតរបស់ Pleiades ដែលទទួលបានក្នុងឆ្នាំ 1918 ជាមួយនឹងឆ្នាំ 1943 លោក van Maanen អាចញែកផ្កាយដែលចលនាត្រឹមត្រូវគឺស្រដៀងនឹងមធ្យមភាគសម្រាប់ចង្កោម ហើយដូច្នេះកំណត់អត្តសញ្ញាណសមាជិកនៃចង្កោម។ ការសង្កេតតាមបែប Spectroscopic បានបង្ហាញពីល្បឿនរ៉ាឌីកាល់ទូទៅ ដូច្នេះបង្ហាញថា ចង្កោមត្រូវបានផ្សំឡើងដោយផ្កាយដែលភ្ជាប់គ្នាជាក្រុម។

ដ្យាក្រាមពន្លឺពណ៌ដំបូងសម្រាប់ចង្កោមបើកចំហត្រូវបានបោះពុម្ពដោយ Einar Hertzsprung ក្នុងឆ្នាំ 1911 រួមជាមួយនឹងដ្យាក្រាមនៃ Pleiades និង Hyades ។ ក្នុងរយៈពេល 20 ឆ្នាំបន្ទាប់ គាត់បានបន្តការងាររបស់គាត់លើការសិក្សាអំពីក្រុមបើកចំហ។ ពីទិន្នន័យ spectroscopic គាត់អាចកំណត់ដែនកំណត់ខាងលើនៃចលនាខាងក្នុងសម្រាប់ចង្កោមបើកចំហ ហើយប៉ាន់ស្មានថាម៉ាស់សរុបនៃវត្ថុទាំងនេះមិនលើសពីរាប់រយម៉ាស់ព្រះអាទិត្យទេ។ គាត់បានបង្ហាញពីទំនាក់ទំនងរវាងពណ៌នៃផ្កាយ និងពន្លឺរបស់ពួកគេ ហើយនៅឆ្នាំ 1929 បានកត់សម្គាល់ថាចំនួនតារានៃ Hyades និង Mangers ខុសគ្នាពី Pleiades ។ ក្រោយមក នេះត្រូវបានពន្យល់ដោយភាពខុសគ្នានៃអាយុនៃចង្កោមទាំងបីនេះ។

ការអប់រំ

អ៊ីនហ្វ្រារ៉េដបង្ហាញពីចង្កោមក្រាស់ដែលកើតនៅក្នុងបេះដូងនៃ Orion Nebula ។

ការបង្កើតចង្កោមបើកចំហចាប់ផ្តើមដោយការដួលរលំនៃផ្នែកនៃពពកម៉ូលេគុលដ៏ធំ ដែលជាពពកឧស្ម័ន និងធូលីដ៏ក្រាស់ដែលមានម៉ាស់ធំជាងព្រះអាទិត្យរាប់ពាន់ដង។ ពពកបែបនេះមានដង់ស៊ីតេពី 10 2 ទៅ 10 6 ម៉ូលេគុលអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹតក្នុងមួយសង់ទីម៉ែត្រ 3 ខណៈពេលដែលការបង្កើតផ្កាយចាប់ផ្តើមនៅក្នុងផ្នែកដែលមានដង់ស៊ីតេធំជាង 10 4 ម៉ូលេគុល / សង់ទីម៉ែត្រ 3 ។ តាមក្បួនមួយមានតែ 1-10% នៃបរិមាណពពកលើសពីដង់ស៊ីតេនេះ។ មុនពេលដួលរលំ ពពកបែបនេះអាចរក្សាលំនឹងមេកានិច ដោយសារវាលម៉ាញេទិក ភាពច្របូកច្របល់ និងការបង្វិល។

មានកត្តាជាច្រើនដែលអាចរំខានដល់តុល្យភាពនៃពពកម៉ូលេគុលដ៏ធំដែលនឹងនាំទៅដល់ការដួលរលំ និងការចាប់ផ្តើមនៃដំណើរការនៃការបង្កើតផ្កាយសកម្ម ដែលអាចបណ្តាលឱ្យមានចង្កោមបើកចំហ។ ទាំងនេះរួមមានៈ រលកឆក់ពីមនុស្សជិតស្និទ្ធ ការប៉ះទង្គិចជាមួយពពកផ្សេងទៀត អន្តរកម្មទំនាញ។ ប៉ុន្តែទោះបីជាអវត្ដមាននៃកត្តាខាងក្រៅក៏ដោយ ផ្នែកខ្លះនៃពពកអាចឈានដល់លក្ខខណ្ឌដែលពួកគេក្លាយទៅជាមិនស្ថិតស្ថេរ និងងាយនឹងដួលរលំ។ តំបន់ដួលរលំនៃពពកជួបប្រទះការបែកខ្ញែកតាមឋានានុក្រមទៅជាតំបន់តូចៗ (រួមទាំងតំបន់ក្រាស់ដែលគេស្គាល់ថាជាពពកខ្មៅអ៊ីនហ្វ្រារ៉េដ) ដែលនៅទីបំផុតនាំទៅដល់ការកកើតនៃចំនួនដ៏ច្រើន (រហូតដល់ច្រើនពាន់) នៃផ្កាយ។ ដំណើរការនៃការបង្កើតផ្កាយនេះចាប់ផ្តើមនៅក្នុងសែលនៃពពកដែលដួលរលំដែលលាក់ខ្លួនពីទិដ្ឋភាព ទោះបីជាវាអនុញ្ញាតឱ្យមានការសង្កេតអ៊ីនហ្វ្រារ៉េដក៏ដោយ។ វាត្រូវបានគេជឿថានៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី Milky Way ចង្កោមបើកចំហថ្មីមួយកើតឡើងម្តងរៀងរាល់ជាច្រើនពាន់ឆ្នាំ។

"សសរស្តម្ភនៃការបង្កើត" - តំបន់មួយនៃ Eagle Nebula ជាកន្លែងដែលពពកម៉ូលេគុលត្រូវបានផ្លុំចេញដោយខ្យល់ផ្កាយពីផ្កាយដ៏ធំវ័យក្មេង។

ផ្កាយដែលក្តៅបំផុត និងដ៏ធំបំផុតនៃផ្កាយដែលទើបបង្កើតថ្មី (ដែលគេស្គាល់ថាជាផ្កាយ OB) បញ្ចេញពន្លឺយ៉ាងខ្លាំងក្លានៅក្នុងកាំរស្មីអ៊ុលត្រាវីយូឡេ ដែលធ្វើអ៊ីយ៉ូដជានិច្ចនូវឧស្ម័នពពកម៉ូលេគុលជុំវិញ ហើយបង្កើតបានជាតំបន់ H II ។ ខ្យល់ផ្កាយ និងសម្ពាធវិទ្យុសកម្មពីផ្កាយដ៏ធំចាប់ផ្តើមបង្កើនល្បឿននៃឧស្ម័នអ៊ីយ៉ូដក្តៅក្នុងល្បឿនដែលប្រៀបធៀបទៅនឹងល្បឿនសំឡេងនៅក្នុងឧស្ម័ន។ ប៉ុន្មានលានឆ្នាំក្រោយមក ការផ្ទុះ supernova ដំបូងកើតឡើងនៅក្នុងចង្កោម ( ស្នូល-ដួលរលំ supernovae) ដែលរុញឧស្ម័នចេញពីតំបន់ជុំវិញរបស់វាផងដែរ។ ក្នុងករណីភាគច្រើន ដំណើរការទាំងនេះបង្កើនល្បឿននៃឧស្ម័នទាំងអស់ក្នុងរយៈពេល 10 លានឆ្នាំ ហើយការបង្កើតផ្កាយក៏ឈប់។ ប៉ុន្តែប្រហែលពាក់កណ្តាលនៃ protostars ដែលត្រូវបានបង្កើតឡើងនឹងត្រូវបានហ៊ុំព័ទ្ធដោយ circumstellar disks ដែលភាគច្រើននឹងក្លាយជា accretion disks ។

ចាប់តាំងពីមានតែ 30 ទៅ 40% នៃឧស្ម័នពីកណ្តាលនៃពពកបង្កើតជាផ្កាយ ការបែកខ្ចាត់ខ្ចាយនៃឧស្ម័នរារាំងដំណើរការនៃការបង្កើតផ្កាយយ៉ាងខ្លាំង។ អាស្រ័យហេតុនេះ ចង្កោមទាំងអស់ជួបប្រទះនឹងការបាត់បង់ម៉ាសដ៏ខ្លាំងនៅដំណាក់កាលដំបូង ហើយផ្នែកធំគួរសមនៅដំណាក់កាលនេះបំបែកទាំងស្រុង។ តាមទស្សនៈនេះ ការបង្កើតចង្កោមបើកចំហអាស្រ័យលើថាតើផ្កាយដែលកើតតាមទំនាញត្រូវបានចង។ ប្រសិនបើនេះមិនមែនជាករណីទេ នោះសមាគមតារាដែលមិនទាក់ទងគ្នានឹងកើតឡើងជំនួសឱ្យចង្កោម។ ប្រសិនបើចង្កោមដូច Pleiades បានបង្កើត វានឹងអាចផ្ទុកបានត្រឹមតែ 1/3 នៃចំនួនផ្កាយដើមរបស់វា ហើយនៅសល់នឹងមិនត្រូវបានចងនៅពេលដែលឧស្ម័នរលាយ។ តារាវ័យក្មេងដែលលែងជាកម្មសិទ្ធិរបស់ក្រុមផ្ទះនឹងក្លាយជាផ្នែកមួយនៃប្រជាជនទូទៅនៃ Milky Way ។

ដោយសារតែផ្កាយស្ទើរតែទាំងអស់បង្កើតជាចង្កោម ក្រោយមកទៀតត្រូវបានគេចាត់ទុកថាជាបណ្តុំនៃកាឡាក់ស៊ីជាមូលដ្ឋាន។ ដំណើរការដ៏ខ្លាំងក្លានៃការបែកខ្ចាត់ខ្ចាយឧស្ម័ន ដែលទាំងបង្កើត និងបំផ្លាញចង្កោមផ្កាយជាច្រើននៅពេលចាប់កំណើត បន្សល់ទុកនូវរចនាសម្ព័ន្ធ morphological និង kinematic នៃកាឡាក់ស៊ី។ ចង្កោមដែលទើបនឹងបង្កើតថ្មីភាគច្រើនមានប្រជាជនចំនួន 100 ឬច្រើនជាងនេះ និងម៉ាស់ព្រះអាទិត្យ 50 ឬច្រើនជាងនេះ។ ចង្កោមដ៏ធំបំផុតអាចមានម៉ាស់រហូតដល់ 10 4 ម៉ាស់ព្រះអាទិត្យ (ម៉ាស់របស់ចង្កោម Westerlund 1 ត្រូវបានគេប៉ាន់ប្រមាណថា 5 × 10 4 ម៉ាស់សូឡា) ដែលមានភាពជិតស្និទ្ធនឹងម៉ាស់នៃចង្កោមសកល។ ខណៈពេលដែលចង្កោមរាងពងក្រពើបើកចំហ និងរាងពងក្រពើគឺជាទម្រង់ខុសគ្នាទាំងស្រុង រូបរាងរបស់ចង្កោមរាងពងក្រពើដ៏កម្រ និងចង្កោមបើកចំហដែលមានជាងគេបំផុតប្រហែលជាមិនខុសគ្នាខ្លាំងនោះទេ។ តារាវិទូខ្លះជឿថា ការបង្កើតចង្កោមពីរប្រភេទនេះគឺផ្អែកលើយន្តការដូចគ្នា ជាមួយនឹងភាពខុសគ្នាដែលលក្ខខណ្ឌចាំបាច់សម្រាប់ការបង្កើតចង្កោមរាងជារង្វង់ដ៏សម្បូរបែប - ផ្កាយរាប់រយរាប់ពាន់ - លែងមាននៅក្នុង Galaxy របស់យើង។

ការបង្កើតចង្កោមបើកចំហច្រើនជាងមួយពីពពកម៉ូលេគុលមួយគឺជាបាតុភូតធម្មតា។ ដូច្នេះនៅក្នុងពពក Magellanic ដ៏ធំ ចង្កោម Hodge 301 និង R136 បានបង្កើតឡើងពីឧស្ម័ននៃ Tarantula Nebula ។ ការតាមដានគន្លងរបស់ Hyades និង Manger ដែលជាចង្កោមដ៏លេចធ្លោពីរ និងនៅជិតនៃ Milky Way នាំឱ្យមានការសន្និដ្ឋានថាពួកគេក៏បានបង្កើតឡើងពីពពកដូចគ្នាប្រហែល 600 លានឆ្នាំមុន។ ជួនកាលចង្កោមដែលកើតក្នុងពេលតែមួយបង្កើតជាចង្កោមទ្វេ។ ឧទាហរណ៍សំខាន់នៃរឿងនេះនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីរបស់យើងគឺ Perseus Double Cluster ដែលមាន NGC 869 និង NGC 884 (ជួនកាលគេហៅថា "χ និង h Persei" ( "សួស្តីនិងផេះ Perseus") ទោះបីជា ម៉ោងសំដៅលើផ្កាយជិតខាង និង χ - ដល់ចង្កោមទាំងពីរ) ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយ ក្រៅពីវា យ៉ាងហោចណាស់ 10 ចង្កោមបែបនេះត្រូវបានគេស្គាល់។ សូម្បីតែពួកវាច្រើនត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុងពពក Magellanic តូច និងធំ៖ វត្ថុទាំងនេះងាយរកឃើញនៅក្នុងប្រព័ន្ធខាងក្រៅជាងនៅក្នុង Galaxy របស់យើង ដោយសារតែ ឥទ្ធិពលនៃការព្យាករណ៍ ចង្កោមមិត្តឆ្ងាយអាចមើលទៅមានទំនាក់ទំនងគ្នាទៅវិញទៅមកពីគ្នាទៅវិញទៅមក។

សរីរវិទ្យានិងចំណាត់ថ្នាក់

ចង្កោមបើកចំហអាចតំណាងឱ្យក្រុមតូចទាំងពីរនៃផ្កាយជាច្រើន និងការប្រមូលផ្តុំដ៏ធំ រួមទាំងសមាជិករាប់ពាន់នាក់។ ពួកវាមានទំនោរទៅដោយស្នូលក្រាស់ដែលបានកំណត់យ៉ាងច្បាស់លាស់ ហ៊ុំព័ទ្ធដោយ "មកុដ" នៃផ្កាយ។ អង្កត់ផ្ចិតស្នូលជាធម្មតាគឺ 3-4 St. g. និងមកុដ - 40 St. លីត្រ ដង់ស៊ីតេផ្កាយស្តង់ដារនៅកណ្តាលចង្កោមគឺ 1.5 ផ្កាយ/ពន្លឺ។ g. 3 (សម្រាប់ការប្រៀបធៀប៖ នៅតំបន់ជុំវិញព្រះអាទិត្យ លេខនេះគឺ ~0.003 sv./St. g. 3)។

ចង្កោមផ្កាយបើកចំហជារឿយៗត្រូវបានចាត់ថ្នាក់តាមគ្រោងការណ៍ដែលបង្កើតឡើងដោយ Robert Trumpler ក្នុងឆ្នាំ 1930 ។ ឈ្មោះថ្នាក់យោងទៅតាមគ្រោងការណ៍នេះមាន 3 ផ្នែក។ ផ្នែកទីមួយត្រូវបានតាងដោយលេខរ៉ូម៉ាំង I-IV ហើយមានន័យថាការប្រមូលផ្តុំនៃចង្កោមនិងភាពខុសប្លែករបស់វាពីផ្កាយជុំវិញ (ពីខ្លាំងទៅខ្សោយ) ។ ផ្នែកទីពីរគឺជាលេខអារ៉ាប់ពីលេខ 1 ដល់លេខ 3 មានន័យថាការរីករាលដាលនៅក្នុងពន្លឺនៃសមាជិក (ពីតូចទៅធំរីករាលដាល) ។ ផ្នែកទីបីគឺជាសំបុត្រ ទំ, មឬ rតំណាង រៀងគ្នា ចំនួនផ្កាយទាប មធ្យម ឬច្រើនក្នុងចង្កោម។ ប្រសិនបើចង្កោមស្ថិតនៅខាងក្នុង nebula នោះលិខិតមួយត្រូវបានបន្ថែមនៅចុងបញ្ចប់ ន.

ឧទាហរណ៍ យោងទៅតាមគ្រោងការណ៍របស់ Trumpler Pleiades ត្រូវបានចាត់ថ្នាក់ជា I3rn (ប្រមូលផ្តុំខ្ពស់ សម្បូរដោយផ្កាយ មាន nebula) និង Hyades កាន់តែជិត - ដូចជា II3m (បែកខ្ញែកច្រើន និងមានលេខតូចជាង)។

ចំនួននិងការចែកចាយ

NGC 346 ដែលជាចង្កោមបើកចំហនៅក្នុងពពក Magellanic តូច។

ចង្កោមបើកចំហជាង 1000 ត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុង Galaxy របស់យើង ប៉ុន្តែចំនួនសរុបរបស់ពួកគេអាចខ្ពស់ជាង 10 ដង។ នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីតំរៀបស្លឹក ចង្កោមបើកចំហមានទីតាំងនៅជាចម្បងតាមបណ្តោយដៃវង់ ដែលដង់ស៊ីតេឧស្ម័នខ្ពស់បំផុត ហើយជាលទ្ធផល ដំណើរការបង្កើតផ្កាយគឺសកម្មបំផុត; ចង្កោមបែបនេះជាធម្មតាបែកខ្ញែកមុនពេលពួកគេមានពេលចាកចេញពីដៃ។ ចង្កោមបើកចំហមានទំនោរខ្លាំងក្នុងការនៅជិតយន្តហោះកាឡាក់ស៊ី។

នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីមិនទៀងទាត់ ចង្កោមបើកចំហអាចនៅគ្រប់ទីកន្លែង ទោះបីជាកំហាប់របស់វាខ្ពស់ជាងដែលដង់ស៊ីតេឧស្ម័នមានច្រើនជាងក៏ដោយ។ ចង្កោមបើកចំហមិនត្រូវបានគេសង្កេតឃើញនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីរាងអេលីបទេ ចាប់តាំងពីដំណើរការនៃការបង្កើតផ្កាយនៅដំណាក់កាលចុងក្រោយបានឈប់ជាច្រើនលានឆ្នាំមុន ហើយចង្កោមចុងក្រោយដែលបានបង្កើតបានបែកខ្ញែកជាយូរមកហើយ។

ការចែកចាយនៃចង្កោមបើកចំហនៅក្នុង Galaxy របស់យើងអាស្រ័យលើអាយុ៖ ចង្កោមចាស់ៗមានទីតាំងនៅចំងាយកាន់តែច្រើនពីមជ្ឈមណ្ឌលកាឡាក់ស៊ី និងនៅចម្ងាយសន្ធឹកសន្ធាប់ពីយន្តហោះកាឡាក់ស៊ី។ នេះគឺដោយសារតែការពិតដែលថាកម្លាំងជំនោរដែលរួមចំណែកដល់ការបំផ្លិចបំផ្លាញនៃចង្កោមគឺខ្ពស់ជាងនៅជិតកណ្តាលនៃកាឡាក់ស៊ីនេះ; ម៉្យាងវិញទៀត ពពកម៉ូលេគុលដ៏ធំ ដែលជាបុព្វហេតុនៃការបំផ្លិចបំផ្លាញ ត្រូវបានប្រមូលផ្តុំនៅក្នុងតំបន់ខាងក្នុងនៃថាសនៃកាឡាក់ស៊ី។ ដូច្នេះចង្កោមមកពីតំបន់ខាងក្នុងត្រូវបានបំផ្លាញនៅអាយុចាស់ជាង "សហសេវិក" របស់ពួកគេមកពីតំបន់ខាងក្រៅ។

សមាសភាពផ្កាយ

ចង្កោមផ្កាយដែលមានអាយុច្រើនលានឆ្នាំ (ជ្រុងខាងស្តាំខាងក្រោម) បំភ្លឺ Tarantula Nebula នៅក្នុងពពក Magellanic ដ៏ធំ។

ដោយសារតែការពិតដែលថាចង្កោមផ្កាយបើកចំហជាធម្មតាត្រូវរលាយមុនពេលផ្កាយភាគច្រើនរបស់ពួកគេបានបញ្ចប់វដ្តជីវិតរបស់ពួកគេ វិទ្យុសកម្មភាគច្រើនចេញពីចង្កោមគឺជាពន្លឺពីផ្កាយពណ៌ខៀវក្តៅ។ ផ្កាយបែបនេះមានម៉ាស់ធំបំផុត និងអាយុកាលខ្លីបំផុត - តាមលំដាប់លំដោយរាប់សិបលានឆ្នាំ។ ចង្កោមផ្កាយចាស់ៗមានផ្កាយពណ៌លឿងច្រើន។

ចង្កោមផ្កាយមួយចំនួនមានផ្កាយពណ៌ខៀវក្តៅ ដែលមើលទៅក្មេងជាងចង្កោមដែលនៅសល់។ ផ្កាយដែលខ្ចាត់ខ្ចាយពណ៌ខៀវទាំងនេះក៏ត្រូវបានគេសង្កេតឃើញនៅក្នុងចង្កោមរាងមូល។ វាត្រូវបានគេជឿថានៅក្នុងស្នូលដែលក្រាស់បំផុតនៃចង្កោមរាងពងក្រពើពួកវាត្រូវបានបង្កើតឡើងកំឡុងពេលប៉ះទង្គិចនៃផ្កាយ និងការបង្កើតផ្កាយដែលក្តៅជាង និងធំជាង។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ដង់ស៊ីតេផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមបើកចំហគឺទាបជាងចង្កោមរាងជារង្វង់ ហើយចំនួនតារាវ័យក្មេងដែលត្រូវបានគេសង្កេតឃើញមិនអាចពន្យល់បានដោយការប៉ះទង្គិចបែបនេះទេ។ វាត្រូវបានគេជឿថាភាគច្រើននៃពួកវាត្រូវបានបង្កើតឡើងនៅពេលដែលប្រព័ន្ធផ្កាយគោលពីរបញ្ចូលគ្នាចូលទៅក្នុងផ្កាយតែមួយដោយសារតែអន្តរកម្មថាមវន្តជាមួយសមាជិកផ្សេងទៀត។

ដរាបណាផ្កាយមានម៉ាស់ទាប និងមធ្យមប្រើប្រាស់ការផ្គត់ផ្គង់អ៊ីដ្រូសែនរបស់ពួកគេក្នុងដំណើរការនៃការលាយនុយក្លេអ៊ែរ ពួកវាបានស្រក់ស្រទាប់ខាងក្រៅរបស់ពួកគេ ហើយបង្កើតជា nebula ភពជាមួយនឹងការបង្កើតមនុស្សតឿពណ៌ស។ ទោះបីជាចង្កោមបើកចំហភាគច្រើនបានពុកផុយមុនពេលសមាជិកភាគច្រើនរបស់ពួកគេឈានដល់ដំណាក់កាលមនុស្សតឿសក៏ដោយ ក៏ចំនួននៃមនុស្សតឿពណ៌សនៅក្នុងចង្កោមជាធម្មតានៅតែតូចជាងការរំពឹងទុកពីអាយុនៃចង្កោម និងការចែកចាយម៉ាស់ផ្កាយដំបូងដែលបានប៉ាន់ស្មាន។ ការពន្យល់ដែលអាចកើតមានសម្រាប់ការខ្វះមនុស្សតឿពណ៌សគឺថា នៅពេលដែលយក្សក្រហមមួយស្រក់សំបករបស់វា ហើយបង្កើតជា nebula របស់ភព ភាពមិនស្មើគ្នាបន្តិចនៅក្នុងម៉ាស់នៃវត្ថុដែលបានច្រានចេញអាចផ្តល់ឱ្យផ្កាយនូវល្បឿនជាច្រើនគីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយវិនាទី ដែលគ្រប់គ្រាន់សម្រាប់វា ចាកចេញពីចង្កោម។

ដោយសារតែដង់ស៊ីតេផ្កាយខ្ពស់ ការឆ្លងកាត់យ៉ាងជិតស្និទ្ធនៃផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមបើកចំហមិនមែនជារឿងចម្លែកនោះទេ។ សម្រាប់ចង្កោមធម្មតានៃផ្កាយ 1,000 និងកាំពាក់កណ្តាលនៃ 0.5 ភី។ ជាមធ្យម ផ្កាយនីមួយៗនឹងទៅជិតមួយទៀតរៀងរាល់ 10 លានឆ្នាំ។ ពេលវេលានេះគឺខ្លីជាងនៅក្នុងចង្កោមក្រាស់។ វគ្គទាំងនេះអាចប៉ះពាល់យ៉ាងខ្លាំងដល់ថាសរង្វង់ដែលពង្រីកជុំវិញតារាវ័យក្មេងជាច្រើន។ ការរំខានជំនោរសម្រាប់ថាសធំអាចបណ្តាលឱ្យមានការបង្កើតភពដ៏ធំ ហើយដែលនឹងស្ថិតនៅចម្ងាយ 100 AU។ e. ឬច្រើនជាងនេះពីផ្កាយសំខាន់។

វាសនា

NGC 604 នៅក្នុង Triangulum Galaxy គឺជាចង្កោមបើកចំហដ៏ធំបំផុតដែលហ៊ុំព័ទ្ធដោយតំបន់នៃអ៊ីយ៉ូដអ៊ីដ្រូសែន។

ចង្កោមបើកចំហជាច្រើនមិនស្ថិតស្ថេរ៖ ដោយសារតែម៉ាស់តូចរបស់វា ល្បឿនរត់ចេញពីប្រព័ន្ធគឺតិចជាងល្បឿនមធ្យមនៃផ្កាយសមាសធាតុរបស់វា។ ចង្កោមបែបនេះបំបែកយ៉ាងលឿនក្នុងរយៈពេលជាច្រើនលានឆ្នាំ។ ក្នុងករណីជាច្រើន ការរុញច្រានចេញពីឧស្ម័នដែលប្រព័ន្ធទាំងមូលត្រូវបានបង្កើតឡើងដោយវិទ្យុសកម្មពីផ្កាយវ័យក្មេងកាត់បន្ថយម៉ាស់របស់ចង្កោមយ៉ាងខ្លាំងដែលវារលួយយ៉ាងលឿន។

ចង្កោមដែលបន្ទាប់ពីការបែកខ្ចាត់ខ្ចាយនៃ nebula ជុំវិញនោះ មានម៉ាស់គ្រប់គ្រាន់សម្រាប់ចងទំនាញ អាចរក្សារូបរាងរបស់វាបានរាប់សិបលានឆ្នាំ ប៉ុន្តែយូរៗទៅ ដំណើរការខាងក្នុង និងខាងក្រៅក៏នាំទៅរកការពុកផុយរបស់វាផងដែរ។ ការឆ្លងកាត់យ៉ាងជិតនៃផ្កាយមួយនៅជាប់នឹងផ្កាយមួយទៀតអាចបង្កើនល្បឿននៃផ្កាយមួយយ៉ាងខ្លាំងដែលវាលើសពីល្បឿននៃការគេចចេញពីចង្កោម។ ដំណើរការបែបនេះនាំឱ្យមាន "ការហួត" បន្តិចម្តង ៗ នៃសមាជិកចង្កោម។

ជាមធ្យមរៀងរាល់កន្លះលានឆ្នាំម្តង ចង្កោមផ្កាយជួបប្រទះឥទ្ធិពលនៃកត្តាខាងក្រៅ ឧទាហរណ៍ ឆ្លងកាត់ក្បែរ ឬតាមរយៈពពកម៉ូលេគុល។ កម្លាំងទំនាញទំនាញពីតំបន់ជិតៗបែបនេះ ទំនងជាបំផ្លាញចង្កោមផ្កាយ។ នៅទីបំផុតវាក្លាយជា ស្ទ្រីមផ្កាយ៖ ដោយសារចម្ងាយដ៏ធំរវាងផ្កាយ ក្រុមបែបនេះមិនអាចត្រូវបានគេហៅថាចង្កោមបានទេ ទោះបីជាតារាធាតុផ្សំរបស់វាភ្ជាប់គ្នា និងផ្លាស់ទីក្នុងទិសដៅដូចគ្នាជាមួយនឹងល្បឿនដូចគ្នាក៏ដោយ។ រយៈពេលបន្ទាប់ពីការបំបែកចង្កោមគឺអាស្រ័យលើដង់ស៊ីតេដំបូងនៃផ្កាយបន្ទាប់: អ្នកដែលជិតស្និទ្ធរស់នៅបានយូរ។ ការប៉ាន់ស្មានពាក់កណ្តាលជីវិតនៃចង្កោម (បន្ទាប់ពីនោះពាក់កណ្តាលនៃផ្កាយដើមនឹងត្រូវបាត់បង់) ប្រែប្រួលពី 150 ទៅ 800 លានឆ្នាំ អាស្រ័យលើដង់ស៊ីតេដំបូង។

បន្ទាប់ពីចង្កោមលែងត្រូវបានចងភ្ជាប់ដោយទំនាញផែនដី តារាធាតុផ្សំជាច្រើនរបស់វានឹងនៅតែរក្សាល្បឿន និងទិសដៅនៃចលនានៅក្នុងលំហ។ អ្វីដែលគេហៅថា សមាគមតារា(ឬ ក្រុមតារាផ្លាស់ទី) ដូច្នេះផ្កាយភ្លឺជាច្រើននៃ "ធុង" នៃ Big Dipper គឺជាអតីតសមាជិកនៃចង្កោមបើកចំហដែលបានប្រែទៅជាសមាគមបែបនេះដែលហៅថា "ក្រុមផ្លាស់ទីនៃផ្កាយនៃ Big Dipper" ។ នៅទីបំផុត ដោយសារភាពខុសគ្នាតិចតួចក្នុងល្បឿន ពួកវានឹងបែកខ្ញែកពេញ Galaxy ។ ការប្រមូលផ្តុំធំជាងមុនក្លាយជាស្ទ្រីម ផ្តល់ថាភាពដូចគ្នានៃល្បឿន និងអាយុរបស់ពួកគេអាចត្រូវបានបង្កើតឡើង។ បើមិនដូច្នេះទេ ផ្កាយនឹងត្រូវបានចាត់ទុកថាមិនមានទំនាក់ទំនង។

ការស្រាវជ្រាវការវិវត្តន៍តារា

ដ្យាក្រាម Hertzsprung-Russell សម្រាប់ចង្កោមបើកចំហពីរ។ ចង្កោម NGC 188 ចាស់ជាង ហើយបង្ហាញគម្លាតតិចជាងពីលំដាប់សំខាន់ជាង M 67 ។

នៅក្នុងដ្យាក្រាម Hertzsprung-Russell សម្រាប់ចង្កោមបើកចំហ ភាគច្រើននៃផ្កាយនឹងក្លាយជារបស់លំដាប់សំខាន់ (MS) ។ នៅចំណុចខ្លះហៅថា ចំណុចរបត់ ផ្កាយដ៏ធំបំផុតចាកចេញពី MS ហើយក្លាយជាយក្សក្រហម។ "ចម្ងាយ" នៃផ្កាយបែបនេះពី MS ធ្វើឱ្យវាអាចកំណត់អាយុនៃចង្កោម។

ដោយសារតែផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមស្ថិតនៅចម្ងាយស្ទើរតែដូចគ្នាពី និងត្រូវបានបង្កើតឡើងនៅពេលដូចគ្នាពីពពកដូចគ្នា ភាពខុសគ្នាទាំងអស់នៃពន្លឺជាក់ស្តែងនៃផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមគឺដោយសារតែម៉ាស់ខុសៗគ្នារបស់វា។ នេះធ្វើឱ្យចង្កោមផ្កាយបើកចំហជាវត្ថុមានប្រយោជន៍ខ្លាំងណាស់សម្រាប់ការសិក្សាការវិវត្តរបស់តារា ចាប់តាំងពីពេលប្រៀបធៀបផ្កាយ លក្ខណៈអថេរជាច្រើនអាចត្រូវបានសន្មត់ថាត្រូវបានជួសជុលសម្រាប់ចង្កោម។

ជាឧទាហរណ៍ ការសិក្សាអំពីខ្លឹមសារនៃលីចូម និងបេរីលីយ៉ូមនៅក្នុងផ្កាយពីចង្កោមបើកចំហអាចជួយយ៉ាងធ្ងន់ធ្ងរក្នុងការស្រាយអាថ៌កំបាំងនៃការវិវត្តន៍នៃផ្កាយ និងរចនាសម្ព័ន្ធខាងក្នុងរបស់វា។ អាតូមអ៊ីដ្រូសែនមិនអាចបង្កើតជាអាតូមអេលីយ៉ូមនៅសីតុណ្ហភាពក្រោម 10 លាន K ប៉ុន្តែស្នូលលីចូម និងបេរីលយ៉ូមត្រូវបានបំផ្លាញនៅសីតុណ្ហភាព 2.5 លាន និង 3.5 លាន K រៀងគ្នា។ នេះមានន័យថា ភាពបរិបូរណ៍របស់ពួកគេអាស្រ័យដោយផ្ទាល់ទៅលើថាតើសារធាតុត្រូវបានលាយឡំគ្នាខ្លាំងប៉ុណ្ណានៅក្នុងផ្នែកខាងក្នុងនៃផ្កាយ។ នៅពេលសិក្សាពីភាពសម្បូរបែបរបស់ពួកគេនៅក្នុងក្រុមផ្កាយ អថេរដូចជាអាយុ និងសមាសធាតុគីមីត្រូវបានជួសជុល។

ការសិក្សាបានបង្ហាញថា ភាពសម្បូរបែបនៃធាតុពន្លឺទាំងនេះ គឺទាបជាងគំរូនៃការវិវត្តន៍របស់ផ្កាយ។ ហេតុផលសម្រាប់ការនេះមិនច្បាស់លាស់ទាំងស្រុង; ការពន្យល់មួយក្នុងចំណោមការពន្យល់គឺថានៅខាងក្នុងនៃផ្កាយមានការច្រានចេញនៃសារធាតុពីតំបន់ convective ទៅតំបន់ស្ថេរភាពនៃការផ្ទេរវិទ្យុសកម្ម ( convection overshoot).

មាត្រដ្ឋានចម្ងាយតារាសាស្ត្រ

ទាព្រៃ (M 11) គឺជាចង្កោមដ៏សម្បូរបែបដែលមានទីតាំងនៅចំកណ្តាលនៃមីលគីវ៉េ។

ការកំណត់ចម្ងាយទៅកាន់វត្ថុតារាសាស្ត្រ គឺជាគន្លឹះក្នុងការយល់ដឹងពីវត្ថុទាំងនោះ ប៉ុន្តែភាគច្រើននៃវត្ថុទាំងនោះនៅឆ្ងាយពេកមិនអាចវាស់វែងដោយផ្ទាល់បានទេ។ ការបញ្ចប់នៃមាត្រដ្ឋានតារាសាស្ត្រនៃចម្ងាយគឺអាស្រ័យលើការវាស់វែងដោយប្រយោល និងជួនកាលមិនអាចកំណត់បាន ទាក់ទងនឹងទីមួយទៅនឹងវត្ថុដែលនៅជិតបំផុត ចម្ងាយដែលអាចវាស់ដោយផ្ទាល់ ហើយបន្ទាប់មកទៅកាន់វត្ថុឆ្ងាយៗកាន់តែច្រើន។ ចង្កោមផ្កាយបើកចំហគឺជាជួរដ៏សំខាន់បំផុតនៅលើជណ្ដើរនេះ។

ចម្ងាយទៅចង្កោមដែលនៅជិតយើងបំផុតអាចត្រូវបានវាស់ដោយផ្ទាល់តាមវិធីមួយក្នុងចំណោមពីរ។ ទីមួយ សម្រាប់ផ្កាយនៃចង្កោមដែលនៅជិតនោះ ប៉ារ៉ាឡាកអាចត្រូវបានកំណត់ (ការផ្លាស់ប្តូរបន្តិចបន្តួចនៅក្នុងទីតាំងជាក់ស្តែងនៃវត្ថុក្នុងកំឡុងឆ្នាំដោយសារចលនារបស់ផែនដីក្នុងគន្លងនៃព្រះអាទិត្យ) ដូចដែលជាធម្មតាត្រូវបានធ្វើសម្រាប់ផ្កាយនីមួយៗ។ Pleiades, Hyades និងចង្កោមមួយចំនួនផ្សេងទៀតដែលនៅជិត 500 St. ឆ្នាំគឺនៅជិតគ្រប់គ្រាន់សម្រាប់វិធីសាស្រ្តបែបនេះដើម្បីផ្តល់លទ្ធផលដែលអាចទុកចិត្តបានសម្រាប់ពួកគេ ហើយទិន្នន័យពីផ្កាយរណប Hipparchus បានធ្វើឱ្យវាអាចបង្កើតចម្ងាយពិតប្រាកដសម្រាប់ចង្កោមមួយចំនួន។

វិធីសាស្រ្តផ្ទាល់មួយទៀតគឺអ្វីដែលគេហៅថា វិធីសាស្ត្រផ្លាស់ទីចង្កោម. វាត្រូវបានផ្អែកលើការពិតដែលថាផ្កាយនៅក្នុងចង្កោមចែករំលែកប៉ារ៉ាម៉ែត្រដូចគ្នានៃចលនានៅក្នុងលំហ។ ការវាស់ស្ទង់ចលនាត្រឹមត្រូវនៃសមាជិកនៃចង្កោម និងការធ្វើផែនការចលនាជាក់ស្តែងរបស់ពួកគេឆ្លងកាត់លើមេឃនៅលើផែនទីនឹងធ្វើឱ្យវាអាចធ្វើទៅបានដើម្បីកំណត់ថាពួកគេបញ្ចូលគ្នានៅចំណុចមួយ។ ល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃផ្កាយចង្កោមអាចត្រូវបានកំណត់ដោយការវាស់វែងនៃការផ្លាស់ប្តូរ Doppler នៅក្នុងវិសាលគមរបស់ពួកគេ។ នៅពេលដែលប៉ារ៉ាម៉ែត្រទាំងបី - ល្បឿនរ៉ាឌីកាល់ ចលនាត្រឹមត្រូវ និងចម្ងាយមុំពីចង្កោមទៅចំណុចបាត់របស់វា - ត្រូវបានគេស្គាល់ ការគណនាត្រីកោណមាត្រសាមញ្ញនឹងអនុញ្ញាតឱ្យគណនាចម្ងាយទៅចង្កោម។ ករណីដ៏ល្បីល្បាញបំផុតនៃការប្រើប្រាស់វិធីសាស្រ្តនេះទាក់ទងនឹង Hyades និងធ្វើឱ្យវាអាចធ្វើទៅបានដើម្បីកំណត់ចម្ងាយទៅពួកគេនៅ 46.3 parsecs ។

នៅពេលដែលចម្ងាយទៅកាន់ចង្កោមដែលនៅជិតត្រូវបានបង្កើតឡើង វិធីសាស្ត្រផ្សេងទៀតអាចពង្រីកមាត្រដ្ឋានចម្ងាយសម្រាប់ចង្កោមឆ្ងាយបន្ថែមទៀត។ ដោយការប្រៀបធៀបផ្កាយលំដាប់សំខាន់ៗនៅក្នុងដ្យាក្រាម Hertzsprung-Russell សម្រាប់ចង្កោមដែលចម្ងាយត្រូវបានគេស្គាល់ជាមួយនឹងផ្កាយដែលត្រូវគ្នានៅក្នុងចង្កោមដែលឆ្ងាយជាង នោះគេអាចកំណត់ចម្ងាយទៅផ្កាយបន្ទាប់បាន។ ចង្កោមដែលគេស្គាល់ជាងគេគឺ Hyades៖ ទោះបីជាក្រុមផ្កាយ Ursa Major ជិតពីរដងក៏ដោយ ក៏វានៅតែជាសមាគមតារា មិនមែនជាចង្កោមទេ ព្រោះផ្កាយនៅក្នុងវាមិនមានទំនាញទាក់ទងគ្នាទៅវិញទៅមក។ ចង្កោមបើកចំហដែលគេស្គាល់ឆ្ងាយបំផុតនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីរបស់យើងគឺ Berkeley 29 នៅប្រហែល 15,000 សេក។ លើសពីនេះទៀត ចង្កោមបើកចំហអាចត្រូវបានរកឃើញយ៉ាងងាយស្រួលនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីជាច្រើននៃ Local Group ។

ចំនេះដឹងត្រឹមត្រូវអំពីចម្ងាយទៅកាន់ចង្កោមបើកចំហគឺមានសារៈសំខាន់សម្រាប់ការក្រិតតាមខ្នាត "កំឡុងពេល - ពន្លឺ" ការពឹងផ្អែកដែលមានសម្រាប់ផ្កាយអថេរដូចជា Cepheids និង RR Lyrae ដែលនឹងអនុញ្ញាតឱ្យប្រើពួកវាជា "ទៀនស្តង់ដារ" ។ ផ្កាយដ៏មានឥទ្ធិពលទាំងនេះអាចត្រូវបានគេមើលឃើញនៅចម្ងាយដ៏អស្ចារ្យ ហើយអាចត្រូវបានប្រើដើម្បីពង្រីកទំហំបន្ថែមទៀត - ទៅកាឡាក់ស៊ីដែលនៅជិតបំផុតនៃក្រុម Local ។

សមាគមតារា

សមាគមតារា គឺជាក្រុមនៃផ្កាយដែលមិនមានទំនាញ ឬចងភ្ជាប់យ៉ាងទន់ខ្សោយ តារាវ័យក្មេង (រហូតដល់រាប់សិបលានឆ្នាំ) ដែលរួបរួមគ្នាដោយប្រភពដើមធម្មតា។

សមាគមតារាត្រូវបានរកឃើញដោយ V. A. Ambartsumyan ក្នុងឆ្នាំ 1948 ហើយបានព្យាករណ៍ពីការបែកបាក់របស់ពួកគេ។ ការវាស់វែងក្រោយមកដោយ A. Blaauw, W. Morgan, V. E. Markaryan, I. M. Kopylov និងអ្នកដទៃបានបញ្ជាក់ពីការពង្រីកសមាគមតារា។

មិនដូចចង្កោមតារាបើកចំហវ័យក្មេងទេ សមាគមតារាមានទំហំធំជាង (រាប់សិបសេក សម្រាប់ស្នូលនៃចង្កោមផ្កាយបើកចំហ - សេកពីរបី) និងដង់ស៊ីតេទាប៖ ចំនួនផ្កាយនៅក្នុងសមាគមគឺពីដប់ទៅរាប់រយ (នៅក្នុងផ្កាយបើកចំហ ចង្កោម - ពីរាប់រយទៅរាប់ពាន់) ។ ដើមកំណើតនៃសមាគមតារាគឺដោយសារតែតំបន់នៃការបង្កើតផ្កាយនៃបណ្តុំពពកម៉ូលេគុល។

មានប្រភេទសមាគមតារាដូចខាងក្រោមៈ

• សមាគម OB ដែលមានផ្កាយដ៏ធំនៃប្រភេទវិសាលគម អូនិង ខ
• T-associations ដែលភាគច្រើនមានអថេរម៉ាស់ទាប
• R-associations (ពី R - ការឆ្លុះបញ្ចាំង) ដែលក្នុងនោះផ្កាយនៃប្រភេទវិសាលគម អូ - ក២ហ៊ុំព័ទ្ធដោយឧស្ម័នឆ្លុះបញ្ចាំង និង nebulae ធូលី។