Kelompok Supernova Paling Terang
Vaniria Setser
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]
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]
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]
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. Schnfeld 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]
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]
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]
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]
7fc3f7cf58