ওপেন ক্লাস্টার

From LTRC
ওপেন ক্লাস্টার
thing তারার আলগা গুচ্ছ
commonscat Open clusters
qid Q11387
density ~ ১.৫ তারা / ঘন আলোকবর্ষ
size < ৩০ আলোকবর্ষ ব্যাস

একটি ওপেন ক্লাস্টার (Open cluster) হলো এক ধরনের তারার গুচ্ছ (star cluster), যা দশ থেকে কয়েক হাজার তারা (star) নিয়ে গঠিত। এরা একই দানবীয় আণবিক মেঘ (giant molecular cloud) থেকে গঠিত হয় এবং এদের বয়স প্রায় সমান। মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সিতে ১,১০০টিরও বেশি ওপেন ক্লাস্টার আবিষ্কৃত হয়েছে এবং ধারণা করা হয় আরও অনেক ক্লাস্টার বিদ্যমান।[1] প্রতিটি ক্লাস্টার পারস্পরিক মহাকর্ষীয় আকর্ষণের মাধ্যমে আলগাভাবে আবদ্ধ থাকে এবং গ্যালাকটিক সেন্টার বা গ্যালাক্সির কেন্দ্রকে প্রদক্ষিণ করার সময় অন্যান্য ক্লাস্টার ও গ্যাসীয় মেঘের সাথে ঘন ঘন সংঘর্ষের ফলে এরা বিচ্ছিন্ন হয়ে পড়ে। এর ফলে অভ্যন্তরীণ সংঘর্ষের মাধ্যমে ক্লাস্টারের সদস্য সংখ্যা কমে যেতে পারে এবং শেষ পর্যন্ত তারা গ্যালাক্সির মূল অংশে ছড়িয়ে পড়ে।[2] ওপেন ক্লাস্টারগুলো সাধারণত কয়েকশ মিলিয়ন বছর টিকে থাকে, তবে সবচেয়ে বিশাল ক্লাস্টারগুলো কয়েক বিলিয়ন বছর পর্যন্ত টিকে থাকতে পারে। এর বিপরীতে, আরও বিশাল গ্লোবুলার ক্লাস্টার (globular cluster) তাদের সদস্যদের ওপর শক্তিশালী মহাকর্ষীয় আকর্ষণ প্রয়োগ করে এবং দীর্ঘ সময় টিকে থাকতে পারে। ওপেন ক্লাস্টারগুলো কেবল সর্পিল (spiral) এবং অনিয়মিত গ্যালাক্সিতে (irregular galaxies) পাওয়া গেছে, যেখানে সক্রিয় তারার গঠন (star formation) প্রক্রিয়া চলছে।[3]

তরুণ ওপেন ক্লাস্টারগুলো যে আণবিক মেঘ থেকে গঠিত হয়, তার ভেতরেই থাকতে পারে এবং সেটিকে আলোকিত করে একটি H II অঞ্চল (H II region) তৈরি করতে পারে।[4] সময়ের সাথে সাথে, ক্লাস্টার থেকে নির্গত বিকিরণ চাপ (radiation pressure) আণবিক মেঘটিকে ছড়িয়ে দেয়। সাধারণত, বিকিরণ চাপ বাকি গ্যাসকে দূরে সরিয়ে দেওয়ার আগে গ্যাসীয় মেঘের ভরের প্রায় ১০% তারায় রূপান্তরিত হয়।

ওপেন ক্লাস্টারগুলো তারার বিবর্তন (stellar evolution) অধ্যয়নের জন্য গুরুত্বপূর্ণ বস্তু। যেহেতু ক্লাস্টারের সদস্যরা একই বয়সের এবং একই রাসায়নিক গঠনের অধিকারী, তাই তাদের বৈশিষ্ট্যগুলো (যেমন দূরত্ব, বয়স, ধাতবতা (metallicity), বিলুপ্তি (extinction) এবং বেগ) বিচ্ছিন্ন তারার তুলনায় অনেক সহজে নির্ণয় করা যায়।[1] প্লেয়াদেস, হায়াদেস (Hyades) এবং আলফা পার্সি ক্লাস্টার (Alpha Persei Cluster)-এর মতো বেশ কিছু ওপেন ক্লাস্টার খালি চোখে দেখা যায়। ডাবল ক্লাস্টার (Double Cluster)-এর মতো আরও কিছু ক্লাস্টার যন্ত্র ছাড়া প্রায় দেখাই যায় না, তবে অনেকগুলোই দূরবীন (binoculars) বা টেলিস্কোপের সাহায্যে দেখা সম্ভব। ওয়াইল্ড ডাক ক্লাস্টার (Wild Duck Cluster), M11, এর একটি উদাহরণ।[5]

ঐতিহাসিক পর্যবেক্ষণ

VISTA-এর তথ্য থেকে আবিষ্কৃত ৩০টি ওপেন ক্লাস্টারের মোজাইক। এই ওপেন ক্লাস্টারগুলো মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সির ধুলোর আড়ালে ঢাকা ছিল।[6] সৌজন্যে ESO।

বৃষ রাশিতে অবস্থিত বিশিষ্ট ওপেন ক্লাস্টার প্লেয়াদেস প্রাচীনকাল থেকেই তারার একটি দল হিসেবে পরিচিত, অন্যদিকে হায়াদেস (যা বৃষ রাশির অংশ) অন্যতম প্রাচীন ওপেন ক্লাস্টার। অন্যান্য ওপেন ক্লাস্টারগুলো প্রাথমিক জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের কাছে অস্পষ্ট আলোর ঝাপসা দাগ হিসেবে পরিচিত ছিল। রোমান জ্যোতির্বিজ্ঞানী টলেমি তার আলমাজেস্ট (Almagest) গ্রন্থে প্রিসিপি (Praesepe) ক্লাস্টার, পার্সিয়াসে অবস্থিত ডাবল ক্লাস্টার, কোমা স্টার ক্লাস্টার এবং টলেমি ক্লাস্টার-এর উল্লেখ করেছেন, আর পারস্যের জ্যোতির্বিজ্ঞানী আল-সুফি ওমিক্রন ভেলোরাম ক্লাস্টার সম্পর্কে লিখেছেন।[7] তবে এই "নীহারিকাগুলোকে" তাদের উপাদান তারায় বিভক্ত করার জন্য টেলিস্কোপ আবিষ্কারের প্রয়োজন ছিল।[8] প্রকৃতপক্ষে, ১৬০৩ সালে ইয়োহান বায়ার এই ক্লাস্টারগুলোর তিনটিকে এমনভাবে নামকরণ করেছিলেন যেন সেগুলো একক তারা।[9]

তারার গুচ্ছ NGC 3590[10]

১৬০৯ সালে ইতালীয় বিজ্ঞানী গ্যালিলিও গ্যালিলি প্রথম টেলিস্কোপ ব্যবহার করে রাতের আকাশ পর্যবেক্ষণ করেন এবং তার পর্যবেক্ষণগুলো রেকর্ড করেন। যখন তিনি টলেমির রেকর্ড করা কিছু নীহারিকাময় দাগের দিকে টেলিস্কোপ তাক করেন, তখন তিনি দেখতে পান যে সেগুলো কোনো একক তারা নয়, বরং অনেক তারার সমষ্টি। প্রিসিপির ক্ষেত্রে তিনি ৪০টিরও বেশি তারা খুঁজে পান। যেখানে আগে পর্যবেক্ষকরা প্লেয়াদেস-এ মাত্র ৬-৭টি তারা লক্ষ্য করেছিলেন, সেখানে তিনি প্রায় ৫০টি তারা খুঁজে পান।[11] ১৬১০ সালের তার গবেষণাপত্র সিডেরিয়াস নানসিয়াস (Sidereus Nuncius)-এ গ্যালিলিও গ্যালিলি লিখেছিলেন, "গ্যালাক্সি আর কিছুই নয়, বরং অসংখ্য তারার একটি ভর যা গুচ্ছ আকারে একত্রে অবস্থান করছে।"[12] গ্যালিলির কাজের দ্বারা প্রভাবিত হয়ে সিসিলিয়ান জ্যোতির্বিজ্ঞানী জিওভানি হোদিয়ের্না সম্ভবত প্রথম জ্যোতির্বিজ্ঞানী যিনি টেলিস্কোপ ব্যবহার করে আগে আবিষ্কৃত হয়নি এমন ওপেন ক্লাস্টার খুঁজে বের করেন।[13] ১৬৫৪ সালে তিনি মেসিয়ার ৪১, মেসিয়ার ৪৭, NGC 2362 এবং NGC 2451 হিসেবে চিহ্নিত বস্তুগুলো শনাক্ত করেন।[14]

১৭৬৭ সালের দিকেই এটি উপলব্ধি করা হয়েছিল যে একটি ক্লাস্টারের তারাগুলো শারীরিকভাবে সম্পর্কিত,[15] যখন ইংরেজ প্রকৃতিবিজ্ঞানী রেভারেন্ড জন মিচেল গণনা করে দেখান যে পৃথিবী থেকে প্লেয়াদেসের মতো তারার একটি দল দৈবক্রমে সারিবদ্ধ হওয়ার সম্ভাবনা ৪৯৬,০০০ বারের মধ্যে মাত্র ১ বার।[16] ১৭৭৪ থেকে ১৭৮১ সালের মধ্যে ফরাসি জ্যোতির্বিজ্ঞানী চার্লস মেসিয়ার মহাজাগতিক বস্তুর একটি ক্যাটালগ প্রকাশ করেন যেগুলোর চেহারা ধূমকেতুর মতো অস্পষ্ট ছিল। এই ক্যাটালগে ২৬টি ওপেন ক্লাস্টার অন্তর্ভুক্ত ছিল।[9] ১৭৯০-এর দশকে ইংরেজ জ্যোতির্বিজ্ঞানী উইলিয়াম হার্শেল অস্পষ্ট মহাজাগতিক বস্তুগুলোর ওপর ব্যাপক গবেষণা শুরু করেন। তিনি আবিষ্কার করেন যে এই বৈশিষ্ট্যগুলোর অনেকগুলোই পৃথক তারার গুচ্ছে বিভক্ত করা সম্ভব। হার্শেল এই ধারণাটি তৈরি করেন যে তারাগুলো শুরুতে মহাকাশে ছড়িয়ে ছিটিয়ে ছিল, কিন্তু পরে মহাকর্ষীয় আকর্ষণের কারণে তারা সিস্টেম হিসেবে গুচ্ছবদ্ধ হয়ে পড়ে।[17] তিনি নীহারিকাগুলোকে আটটি শ্রেণিতে বিভক্ত করেন, যার মধ্যে ষষ্ঠ থেকে অষ্টম শ্রেণিগুলো তারার গুচ্ছ শ্রেণিবদ্ধ করতে ব্যবহৃত হতো।[18]

NGC 265, ছোট ম্যাগেলানিক মেঘে অবস্থিত একটি ওপেন তারার গুচ্ছ

জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের প্রচেষ্টায় পরিচিত ক্লাস্টারের সংখ্যা বাড়তে থাকে। ডেনিশ-আইরিশ জ্যোতির্বিজ্ঞানী জে. এল. ই. ড্রেয়ার কর্তৃক ১৮৮৮ সালে প্রথম প্রকাশিত নিউ জেনারেল ক্যাটালগ (New General Catalogue) এবং ১৮৯৬ ও ১৯০৫ সালে প্রকাশিত দুটি সম্পূরক ইনডেক্স ক্যাটালগ-এ শত শত ওপেন ক্লাস্টার তালিকাভুক্ত করা হয়।[9] টেলিস্কোপিক পর্যবেক্ষণে দুই ধরনের স্বতন্ত্র ক্লাস্টার ধরা পড়ে, যার একটিতে হাজার হাজার তারা নিয়মিত গোলাকার বিন্যাসে ছিল এবং সেগুলো পুরো আকাশে পাওয়া যেত, তবে মিল্কিওয়ে-এর কেন্দ্রের দিকে বেশি দেখা যেত।[19] অন্য ধরনের ক্লাস্টারে তারার সংখ্যা সাধারণত কম ছিল এবং সেগুলো আরও অনিয়মিত আকৃতির ছিল। এগুলো সাধারণত মিল্কিওয়ে-এর গ্যালাকটিক প্লেন বা গ্যালাক্সির সমতলে বা কাছাকাছি পাওয়া যেত।[20][21] জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা প্রথমটিকে গ্লোবুলার ক্লাস্টার এবং দ্বিতীয়টিকে ওপেন ক্লাস্টার নাম দেন। তাদের অবস্থানের কারণে, ওপেন ক্লাস্টারগুলোকে মাঝে মাঝে গ্যালাকটিক ক্লাস্টার বলা হয়, যে শব্দটি ১৯২৫ সালে সুইস-আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী রবার্ট জুলিয়াস ট্রাম্পলার প্রবর্তন করেন।[22]

১৮৭৭ সালে জার্মান জ্যোতির্বিজ্ঞানী ই. শোনফেল্ড ক্লাস্টারের তারার অবস্থানের মাইক্রোমিটার পরিমাপ করেন এবং ১৯২৩ সালে তার মৃত্যুর আগে আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী ই. ই. বার্নার্ড এই কাজ চালিয়ে যান। এই প্রচেষ্টায় তারার গতির কোনো ইঙ্গিত পাওয়া যায়নি।[23] তবে ১৯১৮ সালে ডাচ-আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী আদ্রিয়ান ভ্যান মানেন বিভিন্ন সময়ে নেওয়া ফটোগ্রাফিক প্লেট তুলনা করে প্লেয়াদেস ক্লাস্টারের কিছু তারার সঠিক গতি (proper motion) পরিমাপ করতে সক্ষম হন।[24] অ্যাস্ট্রোমেট্রি বা জ্যোতির্মিতি আরও নির্ভুল হওয়ার সাথে সাথে দেখা যায় যে ক্লাস্টারের তারাগুলো মহাকাশে একটি সাধারণ সঠিক গতি (proper motion) শেয়ার করে। ১৯১৮ সালে নেওয়া প্লেয়াদেস ক্লাস্টারের ফটোগ্রাফিক প্লেটগুলোর সাথে ১৯৪৩ সালের ছবি তুলনা করে, ভ্যান মানেন সেই তারাগুলোকে শনাক্ত করতে সক্ষম হন যেগুলোর সঠিক গতি ক্লাস্টারের গড় গতির মতো ছিল এবং তাই তাদের সদস্য হওয়ার সম্ভাবনা বেশি ছিল।[25] স্পেকট্রোস্কোপিক পরিমাপ সাধারণ রেডিয়াল বেগ (radial velocity) প্রকাশ করে, যা প্রমাণ করে যে ক্লাস্টারগুলো একটি দল হিসেবে আবদ্ধ তারা নিয়ে গঠিত।[1]

ওপেন ক্লাস্টারের প্রথম কালার-ম্যাগনিটিউড ডায়াগ্রাম (color–magnitude diagram) ১৯১১ সালে আইনার হার্টজস্প্রং প্রকাশ করেন, যা প্লেয়াদেস এবং হায়াদেস তারার গুচ্ছের জন্য প্লট প্রদান করে। তিনি পরবর্তী বিশ বছর ধরে ওপেন ক্লাস্টারের ওপর এই কাজ চালিয়ে যান। স্পেকট্রোস্কোপিক ডেটা থেকে তিনি ওপেন ক্লাস্টারের অভ্যন্তরীণ গতির ঊর্ধ্বসীমা নির্ধারণ করতে সক্ষম হন এবং অনুমান করতে পারেন যে এই বস্তুগুলোর মোট ভর সূর্যের ভরের কয়েকশ গুণের বেশি নয়। তিনি তারার রঙ এবং তাদের ম্যাগনিটিউডের মধ্যে একটি সম্পর্ক প্রদর্শন করেন এবং ১৯২৯ সালে লক্ষ্য করেন যে হায়াদেস এবং প্রিসিপি ক্লাস্টারের তারার জনসংখ্যা প্লেয়াদেসের চেয়ে আলাদা। পরবর্তীতে এটিকে তিনটি ক্লাস্টারের বয়সের পার্থক্য হিসেবে ব্যাখ্যা করা হয়।[26]

গঠন

ইনফ্রারেড আলো ওরিয়ন নীহারিকার হৃদপিণ্ডে গঠিত ঘন ওপেন ক্লাস্টারটিকে উন্মোচিত করে।

একটি ওপেন ক্লাস্টারের গঠন শুরু হয় একটি দানবীয় আণবিক মেঘের অংশবিশেষের পতনের মাধ্যমে, যা গ্যাস এবং ধুলোর একটি ঠান্ডা ঘন মেঘ এবং এতে সূর্যের ভরের কয়েক হাজার গুণ পর্যন্ত ভর থাকতে পারে। এই মেঘগুলোর ঘনত্ব প্রতি সেমি³-এ ×10^2 থেকে ×10^6 অণু নিরপেক্ষ হাইড্রোজেন পর্যন্ত পরিবর্তিত হয়, যেখানে প্রতি সেমি³-এ ×10^4 অণুর বেশি ঘনত্বের অঞ্চলে তারার গঠন ঘটে। সাধারণত, মেঘের আয়তনের মাত্র ১–১০% এই ঘনত্বের উপরে থাকে।[27] পতনের আগে, এই মেঘগুলো চৌম্বক ক্ষেত্র, টার্বুলেন্স এবং ঘূর্ণনের মাধ্যমে তাদের যান্ত্রিক ভারসাম্য বজায় রাখে।[28]

অনেক কারণ একটি দানবীয় আণবিক মেঘের ভারসাম্য নষ্ট করতে পারে, যা পতনকে ত্বরান্বিত করে এবং তারার গঠনের বিস্ফোরণ শুরু করে, যার ফলে একটি ওপেন ক্লাস্টার তৈরি হতে পারে। এর মধ্যে রয়েছে নিকটবর্তী সুপারনোভা থেকে শক ওয়েভ, অন্যান্য মেঘের সাথে সংঘর্ষ এবং মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়া। কোনো বাহ্যিক ট্রিগার ছাড়াও, মেঘের অঞ্চলগুলো এমন অবস্থায় পৌঁছাতে পারে যেখানে তারা পতনের বিরুদ্ধে অস্থিতিশীল হয়ে পড়ে।[28] পতনশীল মেঘের অঞ্চলটি ক্রমান্বয়ে ছোট ছোট পিণ্ডে বিভক্ত হতে থাকে, যার মধ্যে ইনফ্রারেড ডার্ক ক্লাউড নামে পরিচিত একটি অত্যন্ত ঘন রূপও রয়েছে, যা শেষ পর্যন্ত কয়েক হাজার তারা গঠনের দিকে নিয়ে যায়। এই তারার গঠন পতনশীল মেঘের ভেতরে ঢাকা অবস্থায় শুরু হয়, যা প্রোটোতারাগুলোকে দৃষ্টির আড়ালে রাখে কিন্তু ইনফ্রারেড পর্যবেক্ষণের সুযোগ দেয়।[27] মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সিতে, ওপেন ক্লাস্টার গঠনের হার প্রতি কয়েক হাজার বছরে একটি বলে অনুমান করা হয়।[29]

তথাকথিত "পিলার্স অফ ক্রিয়েশন", ঈগল নীহারিকার একটি অঞ্চল যেখানে আণবিক মেঘ তরুণ, বিশাল তারা দ্বারা বাষ্পীভূত হচ্ছে

নতুন গঠিত তারাগুলোর মধ্যে সবচেয়ে উত্তপ্ত এবং বিশাল তারাগুলো (যা OB তারা নামে পরিচিত) তীব্র অতিবেগুনী বিকিরণ নির্গত করে, যা দানবীয় আণবিক মেঘের চারপাশের গ্যাসকে ক্রমাগত আয়নিত করে একটি H II অঞ্চল তৈরি করে। বিশাল তারাগুলো থেকে নির্গত স্টেলার উইন্ড (stellar wind) এবং বিকিরণ চাপ উত্তপ্ত আয়নিত গ্যাসকে গ্যাসের শব্দের গতির সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ বেগে দূরে সরিয়ে দিতে শুরু করে। কয়েক মিলিয়ন বছর পর ক্লাস্টারটি তার প্রথম কোর-কোল্যাপস সুপারনোভা (core-collapse supernovae) অনুভব করবে, যা আশেপাশের গ্যাসকেও বের করে দেবে। বেশিরভাগ ক্ষেত্রে এই প্রক্রিয়াগুলো দশ মিলিয়ন বছরের মধ্যে ক্লাস্টার থেকে গ্যাস সরিয়ে ফেলবে এবং আর কোনো তারার গঠন ঘটবে না। তবুও, ফলস্বরূপ প্রোটোস্টেলার বস্তুগুলোর প্রায় অর্ধেক সারকামস্টেলার ডিস্ক (circumstellar disk) দ্বারা পরিবেষ্টিত থাকবে, যার অনেকগুলোই অ্যাক্রিশন ডিস্ক (accretion disk) গঠন করে।[27]

যেহেতু মেঘের কেন্দ্রের মাত্র ৩০ থেকে ৪০ শতাংশ গ্যাস তারা গঠন করে, তাই অবশিষ্ট গ্যাস বের করে দেওয়ার প্রক্রিয়াটি তারার গঠন প্রক্রিয়ার জন্য অত্যন্ত ক্ষতিকর। তাই সমস্ত ক্লাস্টারই জন্মের সময় উল্লেখযোগ্য পরিমাণ ভর হারায়, আর একটি বড় অংশ শৈশবেই বিলুপ্ত হয়ে যায়। এই পর্যায়ে, একটি ওপেন ক্লাস্টারের গঠন নির্ভর করে নতুন গঠিত তারাগুলো একে অপরের সাথে মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ কি না তার ওপর; অন্যথায় একটি আবদ্ধহীন স্টেলার অ্যাসোসিয়েশন (stellar association) তৈরি হবে। এমনকি যখন প্লেয়াদেসের মতো একটি ক্লাস্টার গঠিত হয়, তখনও এটি হয়তো তার মূল তারার মাত্র এক-তৃতীয়াংশ ধরে রাখতে পারে, বাকিগুলো গ্যাস বেরিয়ে যাওয়ার পর মুক্ত হয়ে যায়।[30] তাদের জন্মগত ক্লাস্টার থেকে মুক্ত হওয়া তরুণ তারাগুলো গ্যালাকটিক ফিল্ড পপুলেশনের অংশ হয়ে যায়।

যেহেতু বেশিরভাগ তারা ক্লাস্টারে গঠিত হয়, তাই তারার গুচ্ছকে গ্যালাক্সির মৌলিক বিল্ডিং ব্লক হিসেবে দেখা উচিত। জন্মের সময় অনেক তারার গুচ্ছকে আকার দেওয়া এবং ধ্বংস করা হিংসাত্মক গ্যাস-নির্গমন ঘটনাগুলো গ্যালাক্সির রূপতাত্ত্বিক এবং গতিশীল কাঠামোতে তাদের ছাপ রেখে যায়।[31] বেশিরভাগ ওপেন ক্লাস্টার অন্তত ১০০টি তারা এবং ৫০ বা তার বেশি সৌর ভরের সাথে গঠিত হয়। বৃহত্তম ক্লাস্টারগুলোতে ×10^4 সৌর ভর এর বেশি থাকতে পারে, যেখানে বিশাল ক্লাস্টার ওয়েস্টারলান্ড ১ (Westerlund 1) এর ভর 5×10^4 সৌর ভর এবং R136 এর ভর প্রায় 5×10^5 সৌর ভর বলে অনুমান করা হয়, যা গ্লোবুলার ক্লাস্টারের বৈশিষ্ট্য।[27] যদিও ওপেন ক্লাস্টার এবং গ্লোবুলার ক্লাস্টার দুটি মোটামুটি স্বতন্ত্র গ্রুপ গঠন করে, তবুও পালোমার ১২-এর মতো খুব বিরল গ্লোবুলার ক্লাস্টার এবং খুব সমৃদ্ধ ওপেন ক্লাস্টারের মধ্যে খুব বেশি অন্তর্নিহিত পার্থক্য নাও থাকতে পারে। কিছু জ্যোতির্বিজ্ঞানী বিশ্বাস করেন যে দুই ধরনের তারার গুচ্ছ একই মৌলিক প্রক্রিয়ার মাধ্যমে গঠিত হয়, পার্থক্য হলো যে শর্তগুলো লক্ষ লক্ষ তারা ধারণকারী খুব সমৃদ্ধ গ্লোবুলার ক্লাস্টার গঠনের সুযোগ দিয়েছিল, সেগুলো এখন আর মিল্কিওয়েতে বিদ্যমান নেই।[32]

একই আণবিক মেঘ থেকে দুই বা ততোধিক পৃথক ওপেন ক্লাস্টার গঠিত হওয়া সাধারণ ব্যাপার। বৃহৎ ম্যাগেলানিক মেঘে, হজ ৩০১ (Hodge 301) এবং R136 উভয়ই ট্যারান্টুলা নীহারিকার গ্যাস থেকে গঠিত হয়েছে, যখন আমাদের নিজস্ব গ্যালাক্সিতে, দুটি বিশিষ্ট নিকটবর্তী ওপেন ক্লাস্টার হায়াদেস এবং প্রিসিপি-এর মহাকাশে গতির পথ অনুসরণ করলে দেখা যায় যে তারা প্রায় ৬০০ মিলিয়ন বছর আগে একই মেঘে গঠিত হয়েছিল।[33] কখনও কখনও, একই সময়ে জন্ম নেওয়া দুটি ক্লাস্টার একটি বাইনারি ক্লাস্টার গঠন করে। মিল্কিওয়েতে সবচেয়ে পরিচিত উদাহরণ হলো NGC 869 এবং NGC 884-এর ডাবল ক্লাস্টার (যাকে h এবং χ পার্সিও বলা হয়), তবে আরও অন্তত ১০টি ডাবল ক্লাস্টার বিদ্যমান বলে জানা গেছে।[34] নতুন গবেষণায় ইঙ্গিত পাওয়া গেছে যে সেফাইড-ধারণকারী M25 হয়তো NGC 6716 এবং কলিন্ডার ৩৯৪-এর সাথে মিলে একটি টার্নারি তারার ক্লাস্টার গঠন করতে পারে।[35] ছোট ম্যাগেলানিক মেঘ এবং বৃহৎ ম্যাগেলানিক মেঘে আরও অনেক বাইনারি ক্লাস্টার পরিচিত—এগুলো আমাদের নিজস্ব গ্যালাক্সির চেয়ে বাইরের সিস্টেমে শনাক্ত করা সহজ কারণ প্রজেকশন ইফেক্ট (projection effects) মিল্কিওয়েতে সম্পর্কহীন ক্লাস্টারগুলোকে একে অপরের কাছাকাছি দেখাতে পারে।

রূপতত্ত্ব এবং শ্রেণিবিন্যাস

NGC 2367 একটি শিশু তারার গুচ্ছ যা মিল্কিওয়ে-এর প্রান্তে একটি বিশাল এবং প্রাচীন কাঠামোর কেন্দ্রে অবস্থিত।[36]

ওপেন ক্লাস্টারগুলো খুব কম সদস্যবিশিষ্ট বিরল ক্লাস্টার থেকে শুরু করে হাজার হাজার তারা ধারণকারী বড় সমষ্টি (agglomeration) পর্যন্ত হতে পারে। এগুলো সাধারণত একটি স্বতন্ত্র ঘন কোর নিয়ে গঠিত, যা ক্লাস্টারের সদস্যদের আরও বিস্তৃত 'করোনা' দ্বারা পরিবেষ্টিত থাকে। কোরটি সাধারণত ৩–৪ আলোকবর্ষ চওড়া হয় এবং করোনা ক্লাস্টারের কেন্দ্র থেকে প্রায় ২০ আলোকবর্ষ পর্যন্ত বিস্তৃত থাকে। ক্লাস্টারের কেন্দ্রে সাধারণ তারার ঘনত্ব প্রতি ঘন আলোকবর্ষে প্রায় ১.৫টি তারা। তুলনার জন্য, সূর্যের কাছাকাছি তারার ঘনত্ব প্রতি ঘন আলোকবর্ষে প্রায় ০.০০৩টি তারা।[37]

ওপেন ক্লাস্টারগুলো প্রায়শই ১৯৩০ সালে রবার্ট ট্রাম্পলার কর্তৃক বিকশিত একটি স্কিম অনুযায়ী শ্রেণিবদ্ধ করা হয়। ট্রাম্পলার স্কিম একটি ক্লাস্টারকে তিন-অংশের উপাধি দেয়, যার মধ্যে রয়েছে I-IV পর্যন্ত একটি রোমান সংখ্যা (বিরল থেকে খুব বিচ্ছিন্ন), সদস্যদের উজ্জ্বলতার পরিসরের জন্য ১ থেকে ৩ পর্যন্ত একটি আরবি সংখ্যা (ছোট থেকে বড় পরিসর), এবং ক্লাস্টারটি তারায় দরিদ্র, মাঝারি বা সমৃদ্ধ কি না তা নির্দেশ করতে 'p', 'm' বা 'r'। ক্লাস্টারটি যদি নীহারিকার ভেতরে থাকে তবে একটি 'n' যুক্ত করা হয়।[38]

ট্রাম্পলার স্কিমের অধীনে, প্লেয়াদেসকে I3rn এবং নিকটবর্তী হায়াদেসকে II3m হিসেবে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়েছে।

সংখ্যা এবং বিতরণ

NGC 346, ছোট ম্যাগেলানিক মেঘে অবস্থিত একটি ওপেন ক্লাস্টার

আমাদের গ্যালাক্সিতে ১,১০০টিরও বেশি পরিচিত ওপেন ক্লাস্টার রয়েছে, তবে প্রকৃত সংখ্যা এর চেয়ে দশ গুণ বেশি হতে পারে।[39] সর্পিল গ্যালাক্সিতে, ওপেন ক্লাস্টারগুলো মূলত সর্পিল বাহুগুলোতে পাওয়া যায় যেখানে গ্যাসের ঘনত্ব সবচেয়ে বেশি এবং তাই বেশিরভাগ তারার গঠন ঘটে, এবং ক্লাস্টারগুলো তাদের সর্পিল বাহুর বাইরে যাওয়ার আগেই সাধারণত ছড়িয়ে পড়ে। ওপেন ক্লাস্টারগুলো গ্যালাকটিক প্লেনের কাছাকাছি দৃঢ়ভাবে কেন্দ্রীভূত থাকে, আমাদের গ্যালাক্সিতে যার স্কেল হাইট (scale height) প্রায় ১৮০ আলোকবর্ষ, যেখানে গ্যালাক্সির ব্যাসার্ধ প্রায় ৫০,০০০ আলোকবর্ষ।[40]

অনিয়মিত গ্যালাক্সিতে, ওপেন ক্লাস্টারগুলো পুরো গ্যালাক্সি জুড়ে পাওয়া যেতে পারে, যদিও তাদের ঘনত্ব যেখানে গ্যাসের ঘনত্ব সবচেয়ে বেশি সেখানে সবচেয়ে বেশি।[41] উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সিতে (elliptical galaxies) ওপেন ক্লাস্টার দেখা যায় না: উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সিতে লক্ষ লক্ষ বছর আগেই তারার গঠন বন্ধ হয়ে গেছে, তাই মূলত যে ওপেন ক্লাস্টারগুলো ছিল সেগুলো অনেক আগেই ছড়িয়ে পড়েছে।[42]

মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সিতে, ক্লাস্টারের বিতরণ বয়সের ওপর নির্ভর করে, যেখানে বয়স্ক ক্লাস্টারগুলো গ্যালাকটিক সেন্টার থেকে বেশি দূরত্বে, সাধারণত গ্যালাকটিক প্লেনের উপরে বা নিচে উল্লেখযোগ্য দূরত্বে পাওয়া যায়।[43] গ্যালাক্সির কেন্দ্রের কাছাকাছি জোয়ারের শক্তি (tidal forces) শক্তিশালী, যা ক্লাস্টারের বিচ্ছিন্ন হওয়ার হার বাড়িয়ে দেয়, এবং যে দানবীয় আণবিক মেঘগুলো ক্লাস্টারকে বিচ্ছিন্ন করে সেগুলোও গ্যালাক্সির অভ্যন্তরীণ অঞ্চলে কেন্দ্রীভূত থাকে, তাই গ্যালাক্সির অভ্যন্তরীণ অঞ্চলের ক্লাস্টারগুলো বাইরের অঞ্চলের ক্লাস্টারগুলোর তুলনায় কম বয়সে ছড়িয়ে পড়ে।[44]

তারার গঠন

বৃহৎ ম্যাগেলানিক মেঘে অবস্থিত ট্যারান্টুলা নীহারিকাকে আলোকিত করছে কয়েক মিলিয়ন বছর বয়সী একটি তারার গুচ্ছ।

যেহেতু ওপেন ক্লাস্টারগুলো তাদের বেশিরভাগ তারা জীবনের শেষ পর্যায়ে পৌঁছানোর আগেই ছড়িয়ে পড়ে, তাই তাদের আলো তরুণ, উত্তপ্ত নীল তারা দ্বারা প্রভাবিত হয়। এই তারাগুলো সবচেয়ে বিশাল এবং এদের আয়ু সবচেয়ে কম, কয়েক মিলিয়ন বছর। বয়স্ক ওপেন ক্লাস্টারগুলোতে হলুদ তারা বেশি থাকে।[45]

ওপেন ক্লাস্টারের ভেতরে বাইনারি তারা (binary star) সিস্টেমের ফ্রিকোয়েন্সি ওপেন ক্লাস্টারের বাইরের তুলনায় বেশি দেখা গেছে। এটিকে প্রমাণ হিসেবে দেখা হয় যে গতিশীল মিথস্ক্রিয়ার কারণে ওপেন ক্লাস্টার থেকে একক তারাগুলো বেরিয়ে যায়।[46]

কিছু ওপেন ক্লাস্টারে উত্তপ্ত নীল তারা থাকে যা ক্লাস্টারের বাকি তারার চেয়ে অনেক তরুণ বলে মনে হয়। এই ব্লু স্ট্র্যাগলার (blue stragglers) গ্লোবুলার ক্লাস্টারেও দেখা যায়, এবং গ্লোবুলার ক্লাস্টারের খুব ঘন কোরে এগুলো তখন তৈরি হয় বলে বিশ্বাস করা হয় যখন তারাগুলো সংঘর্ষে লিপ্ত হয়, একটি অনেক উত্তপ্ত, বিশাল তারা গঠন করে। তবে, ওপেন ক্লাস্টারে তারার ঘনত্ব গ্লোবুলার ক্লাস্টারের তুলনায় অনেক কম এবং তারার সংঘর্ষ পর্যবেক্ষণ করা ব্লু স্ট্র্যাগলারের সংখ্যা ব্যাখ্যা করতে পারে না। পরিবর্তে, ধারণা করা হয় যে তাদের বেশিরভাগই সম্ভবত তখন উদ্ভূত হয় যখন অন্যান্য তারার সাথে গতিশীল মিথস্ক্রিয়া একটি বাইনারি সিস্টেমকে একটি তারায় একত্রিত হতে বাধ্য করে।[47]

একবার নিউক্লীয় ফিউশনের মাধ্যমে তাদের হাইড্রোজেন সরবরাহ শেষ হয়ে গেলে, মাঝারি থেকে কম ভরের তারাগুলো তাদের বাইরের স্তরগুলো ঝরিয়ে একটি প্ল্যানেটারি নীহারিকা (planetary nebula) গঠন করে এবং সাদা বামন (white dwarf) তারায় বিবর্তিত হয়। যদিও বেশিরভাগ ক্লাস্টার তাদের সদস্যদের একটি বড় অংশ সাদা বামন পর্যায়ে পৌঁছানোর আগেই ছড়িয়ে পড়ে, তবুও ওপেন ক্লাস্টারে সাদা বামনের সংখ্যা সাধারণত ক্লাস্টারের বয়স এবং তারার প্রত্যাশিত প্রাথমিক ভর বিতরণের তুলনায় অনেক কম। সাদা বামনের অভাবের একটি সম্ভাব্য ব্যাখ্যা হলো, যখন একটি লোহিত দানব (red giant) প্ল্যানেটারি নীহারিকা হওয়ার জন্য তার বাইরের স্তরগুলো বের করে দেয়, তখন উপাদান হারানোর ক্ষেত্রে সামান্য অসামঞ্জস্য তারাটিকে প্রতি সেকেন্ডে কয়েক কিলোমিটার বেগের একটি 'কিক' দিতে পারে, যা ক্লাস্টার থেকে এটিকে বের করে দেওয়ার জন্য যথেষ্ট।[48]

তাদের উচ্চ ঘনত্বের কারণে, ওপেন ক্লাস্টারে তারার মধ্যে ঘন ঘন সংঘর্ষ হয়।[49] ০.৫ পারসেক হাফ-মাস ব্যাসার্ধের ১,০০০ তারা বিশিষ্ট একটি সাধারণ ক্লাস্টারের জন্য, গড়ে একটি তারা প্রতি ১০ মিলিয়ন বছরে অন্য সদস্যের সাথে সংঘর্ষে লিপ্ত হয়। ঘন ক্লাস্টারগুলোতে এই হার আরও বেশি। এই সংঘর্ষগুলো অনেক তরুণ তারার চারপাশে থাকা উপাদানের বিস্তৃত সারকামস্টেলার ডিস্কের ওপর উল্লেখযোগ্য প্রভাব ফেলতে পারে। বড় ডিস্কের জোয়ারের অস্থিরতা বিশাল গ্রহ এবং বাদামী বামন (brown dwarf) গঠনের দিকে নিয়ে যেতে পারে, যা হোস্ট তারা থেকে ১০০ AU বা তার বেশি দূরত্বে সঙ্গী তৈরি করে।[50]

চূড়ান্ত পরিণতি

ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সিতে অবস্থিত NGC 604 একটি খুব বিশাল ওপেন ক্লাস্টার যা একটি H II অঞ্চল দ্বারা পরিবেষ্টিত।

অনেক ওপেন ক্লাস্টার সহজাতভাবে অস্থিতিশীল, যার ভর এত কম যে সিস্টেমের মুক্তিবেগ (escape velocity) উপাদান তারাগুলোর গড় বেগের চেয়ে কম। এই ক্লাস্টারগুলো কয়েক মিলিয়ন বছরের মধ্যে দ্রুত ছড়িয়ে পড়ে। অনেক ক্ষেত্রে, উত্তপ্ত তরুণ তারাগুলোর বিকিরণ চাপের কারণে যে গ্যাস থেকে ক্লাস্টারটি গঠিত হয়েছিল তা সরিয়ে ফেলা ক্লাস্টারের ভরকে এত কমিয়ে দেয় যে দ্রুত ছড়িয়ে পড়া সম্ভব হয়।[51]

যে ক্লাস্টারগুলোর ভর এত বেশি যে আশেপাশের নীহারিকা বাষ্পীভূত হওয়ার পরেও মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ থাকে, সেগুলো কয়েক দশক মিলিয়ন বছর পর্যন্ত স্বতন্ত্র থাকতে পারে, কিন্তু সময়ের সাথে সাথে অভ্যন্তরীণ এবং বাহ্যিক প্রক্রিয়াগুলো তাদের ছড়িয়ে দেওয়ার প্রবণতা দেখায়। অভ্যন্তরীণভাবে, তারার মধ্যে ঘন ঘন সংঘর্ষ ক্লাস্টারের সদস্যের বেগকে ক্লাস্টারের মুক্তিবেগের চেয়ে বাড়িয়ে দিতে পারে। এর ফলে ক্লাস্টারের সদস্যরা ধীরে ধীরে 'বাষ্পীভূত' হয়ে যায়।[52]

বাহ্যিকভাবে, প্রতি অর্ধ-বিলিয়ন বছর বা তার পরে একটি ওপেন ক্লাস্টার আণবিক মেঘের কাছাকাছি বা মধ্য দিয়ে যাওয়ার মতো বাহ্যিক কারণ দ্বারা বিরক্ত হয়। এই ধরনের সংঘর্ষের ফলে সৃষ্ট মহাকর্ষীয় জোয়ারের শক্তি (tidal forces) ক্লাস্টারটিকে বিচ্ছিন্ন করার প্রবণতা দেখায়। শেষ পর্যন্ত, ক্লাস্টারটি তারার একটি স্রোতে পরিণত হয়, যা ক্লাস্টার হওয়ার মতো কাছাকাছি নয় কিন্তু সব সম্পর্কিত এবং একই দিকে একই গতিতে চলছে। একটি ক্লাস্টার কত দ্রুত বিচ্ছিন্ন হবে তা তার প্রাথমিক তারার ঘনত্বের ওপর নির্ভর করে, যেখানে আরও ঘনভাবে প্যাক করা ক্লাস্টারগুলো দীর্ঘ সময় টিকে থাকে। আনুমানিক ক্লাস্টারের অর্ধায়ু (half life), যার পরে মূল ক্লাস্টারের অর্ধেক সদস্য হারিয়ে যাবে, তা প্রাথমিক ঘনত্বের ওপর নির্ভর করে ১৫০–৮০০ মিলিয়ন বছর পর্যন্ত হয়।[52]

একটি ক্লাস্টার মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধহীন হওয়ার পর, তার অনেক উপাদান তারা এখনও মহাকাশে একই ট্র্যাজেক্টোরিতে চলতে থাকবে, যাকে স্টেলার অ্যাসোসিয়েশন, মুভিং ক্লাস্টার বা মুভিং গ্রুপ বলা হয়। উর্সা মেজর-এর 'প্লাউ'-এর উজ্জ্বল তারাগুলোর কয়েকটি একটি ওপেন ক্লাস্টারের প্রাক্তন সদস্য যা এখন এমন একটি অ্যাসোসিয়েশন গঠন করে, এই ক্ষেত্রে উর্সা মেজর মুভিং গ্রুপ।[53] শেষ পর্যন্ত তাদের সামান্য ভিন্ন আপেক্ষিক বেগ তাদের পুরো গ্যালাক্সিতে ছড়িয়ে দেবে। একটি বড় ক্লাস্টারকে তখন স্রোত বলা হয়, যদি আমরা অন্যথায় সুদূরপ্রসারী তারাগুলোর একই গতি এবং বয়স আবিষ্কার করি।[54][55]

তারার বিবর্তন অধ্যয়ন

দুটি ওপেন ক্লাস্টারের জন্য হার্টজস্প্রং–রাসেল ডায়াগ্রাম। NGC 188 বয়স্ক এবং M67-এর তুলনায় মেইন সিকোয়েন্স থেকে নিম্ন টার্ন-অফ দেখায়।

যখন একটি ওপেন ক্লাস্টারের জন্য হার্টজস্প্রং–রাসেল ডায়াগ্রাম (Hertzsprung–Russell diagram) প্লট করা হয়, তখন বেশিরভাগ তারা মেইন সিকোয়েন্সের ওপর থাকে।[56] সবচেয়ে বিশাল তারাগুলো মেইন সিকোয়েন্স থেকে বিবর্তিত হতে শুরু করেছে এবং লোহিত দানব (red giant) তারায় পরিণত হচ্ছে; মেইন সিকোয়েন্স থেকে টার্ন-অফের অবস্থান ক্লাস্টারের বয়স অনুমান করতে ব্যবহৃত হতে পারে।[57]

যেহেতু একটি ওপেন ক্লাস্টারের তারাগুলো সব পৃথিবী থেকে মোটামুটি একই দূরত্বে এবং একই কাঁচামাল থেকে মোটামুটি একই সময়ে জন্মগ্রহণ করেছে, তাই ক্লাস্টারের সদস্যদের মধ্যে আপাত উজ্জ্বলতার পার্থক্য কেবল তাদের ভরের কারণে।[56] এটি ওপেন ক্লাস্টারগুলোকে তারার বিবর্তন অধ্যয়নে খুব দরকারী করে তোলে, কারণ একটি তারার সাথে অন্যটির তুলনা করার সময় অনেক পরিবর্তনশীল প্যারামিটার স্থির থাকে।[57]

ওপেন-ক্লাস্টার তারায় লিথিয়াম এবং বেরিলিয়াম-এর প্রাচুর্য অধ্যয়ন তারার বিবর্তন এবং তাদের অভ্যন্তরীণ কাঠামো সম্পর্কে গুরুত্বপূর্ণ সূত্র দিতে পারে। যদিও হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস তাপমাত্রা প্রায় ১০ মিলিয়ন K না পৌঁছানো পর্যন্ত হিলিয়াম গঠনের জন্য ফিউজ হতে পারে না, লিথিয়াম এবং বেরিলিয়াম যথাক্রমে ২.৫ মিলিয়ন K এবং ৩.৫ মিলিয়ন K তাপমাত্রায় ধ্বংস হয়ে যায়। এর মানে হলো তাদের প্রাচুর্য তারার অভ্যন্তরে কতটা মিশ্রণ ঘটে তার ওপর দৃঢ়ভাবে নির্ভর করে। ওপেন-ক্লাস্টার তারায় তাদের প্রাচুর্য অধ্যয়নের মাধ্যমে, বয়স এবং রাসায়নিক গঠনের মতো পরিবর্তনশীলগুলো স্থির করা যেতে পারে।[58]

গবেষণায় দেখা গেছে যে এই হালকা উপাদানগুলোর প্রাচুর্য তারার বিবর্তনের মডেলগুলোর পূর্বাভাসের চেয়ে অনেক কম। যদিও এই স্বল্পতার কারণ এখনও পুরোপুরি বোঝা যায়নি, একটি সম্ভাবনা হলো তারার অভ্যন্তরে পরিচলন (convection) এমন অঞ্চলে 'ওভারশুট' করতে পারে যেখানে বিকিরণ শক্তি (radiant energy) সাধারণত শক্তি পরিবহনের প্রধান মাধ্যম।[58]

জ্যোতির্বিজ্ঞান দূরত্ব স্কেল

M11, যা 'দ্য ওয়াইল্ড ডাক ক্লাস্টার' নামেও পরিচিত, মিল্কিওয়ে-এর কেন্দ্রের দিকে অবস্থিত একটি খুব সমৃদ্ধ ক্লাস্টার।

জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত বস্তুর দূরত্ব নির্ধারণ তাদের বোঝার জন্য অত্যন্ত গুরুত্বপূর্ণ, কিন্তু বেশিরভাগ বস্তু এত দূরে যে তাদের দূরত্ব সরাসরি নির্ধারণ করা যায় না। জ্যোতির্বিজ্ঞান দূরত্ব স্কেলের ক্যালিব্রেশন পরোক্ষ এবং কখনও কখনও অনিশ্চিত পরিমাপের একটি ক্রমের ওপর নির্ভর করে, যা নিকটতম বস্তুগুলোকে (যাদের দূরত্ব সরাসরি পরিমাপ করা যায়) ক্রমবর্ধমান দূরবর্তী বস্তুর সাথে সম্পর্কিত করে।[59] ওপেন ক্লাস্টারগুলো এই ক্রমের একটি গুরুত্বপূর্ণ ধাপ।

নিকটতম ওপেন ক্লাস্টারগুলোর দূরত্ব দুটি পদ্ধতির একটির মাধ্যমে সরাসরি পরিমাপ করা যেতে পারে। প্রথমত, নিকটবর্তী ওপেন ক্লাস্টারের তারাগুলোর প্যারালাক্স (পৃথিবী সূর্যের চারপাশে তার কক্ষপথের এক পাশ থেকে অন্য পাশে যাওয়ার কারণে এক বছরে আপাত অবস্থানের ছোট পরিবর্তন) অন্যান্য একক তারার মতো পরিমাপ করা যেতে পারে। প্লেয়াদেস, হায়াদেস এবং প্রায় ৫০০ আলোকবর্ষের মধ্যে থাকা আরও কয়েকটি ক্লাস্টার এই পদ্ধতির জন্য উপযুক্ত এবং হিপারকস (Hipparcos) পজিশন-মেজারিং স্যাটেলাইটের ফলাফল বেশ কয়েকটি ক্লাস্টারের জন্য সঠিক দূরত্ব প্রদান করেছে।[60][61]

অন্যান্য প্রত্যক্ষ পদ্ধতিগুলোর মধ্যে একটি হলো তথাকথিত মুভিং ক্লাস্টার মেথড বা গতিশীল গুচ্ছ পদ্ধতি। এটি এই তথ্যের ওপর নির্ভর করে যে, একটি গুচ্ছের নক্ষত্রগুলো মহাকাশে একটি সাধারণ গতিপথ অনুসরণ করে। গুচ্ছের সদস্যদের সঠিক গতি (proper motion) পরিমাপ করে এবং আকাশে তাদের আপাত গতিপথের একটি চিত্র তৈরি করলে দেখা যায় যে, সেগুলো একটি ভ্যানিশিং পয়েন্ট বা বিলয় বিন্দুতে মিলিত হচ্ছে। গুচ্ছের সদস্যদের রেডিয়াল ভেলোসিটি বা ব্যাসার্ধগত গতি তাদের বর্ণালীর ডপলার শিফট পরিমাপের মাধ্যমে নির্ণয় করা যায়। একবার রেডিয়াল ভেলোসিটি, সঠিক গতি এবং গুচ্ছ থেকে এর বিলয় বিন্দুর কৌণিক দূরত্ব জানা হয়ে গেলে, সাধারণ ত্রিকোণমিতি ব্যবহার করে গুচ্ছটির দূরত্ব বের করা সম্ভব। হায়াডিস (Hyades) হলো এই পদ্ধতির সবচেয়ে পরিচিত প্রয়োগ, যা থেকে জানা যায় যে এর দূরত্ব ৪৬.৩ পারসেক।[62]

কাছাকাছি অবস্থিত গুচ্ছগুলোর দূরত্ব একবার নির্ধারিত হয়ে গেলে, আরও দূরবর্তী গুচ্ছগুলোর দূরত্ব পরিমাপের জন্য অন্যান্য কৌশল ব্যবহার করা যায়। একটি জানা দূরত্বের গুচ্ছের হার্টজস্প্রুং-রাসেল ডায়াগ্রামের মেইন সিকোয়েন্স বা প্রধান ধারার সাথে আরও দূরবর্তী কোনো গুচ্ছের প্রধান ধারার তুলনা করে সেই দূরবর্তী গুচ্ছের দূরত্ব অনুমান করা যায়। নিকটতম মুক্ত গুচ্ছ হলো হায়াডিস: প্লাউ নক্ষত্রপুঞ্জ নিয়ে গঠিত নাক্ষত্রিক অ্যাসোসিয়েশনটি হায়াডিসের দূরত্বের প্রায় অর্ধেক দূরত্বে অবস্থিত, কিন্তু এটি কোনো মুক্ত গুচ্ছ নয়, বরং একটি নাক্ষত্রিক অ্যাসোসিয়েশন, কারণ এর নক্ষত্রগুলো একে অপরের সাথে মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ নয়। আমাদের গ্যালাক্সিতে সবচেয়ে দূরবর্তী পরিচিত মুক্ত গুচ্ছ হলো বার্কলি ২৯ (Berkeley 29), যা প্রায় ১৫,০০০ পারসেক দূরত্বে অবস্থিত।[63] মুক্ত গুচ্ছগুলো, বিশেষ করে সুপার স্টার ক্লাস্টার (SSCs), লোকাল গ্রুপ এবং এর কাছাকাছি অনেক গ্যালাক্সিতে সহজেই শনাক্ত করা যায়: যেমন, এনজিসি ৩৪৬ (NGC 346) এবং এসএসসি আর১৩৬ (R136) ও এনজিসি ১৫৬৯ এ এবং বি (NGC 1569 A and B)।

মুক্ত গুচ্ছের দূরত্বের সঠিক জ্ঞান পরিবর্তনশীল নক্ষত্র বা ভেরিয়েবল স্টার, যেমন সেফাইড (Cepheid) নক্ষত্রগুলোর পর্যায়-উজ্জ্বলতা সম্পর্ক ক্যালিব্রেট করার জন্য অত্যন্ত গুরুত্বপূর্ণ, যা তাদের স্ট্যান্ডার্ড ক্যান্ডেল বা আদর্শ মোমবাতি হিসেবে ব্যবহারের সুযোগ করে দেয়। এই উজ্জ্বল নক্ষত্রগুলোকে অনেক দূর থেকে শনাক্ত করা যায় এবং তারপর লোকাল গ্রুপের কাছাকাছি গ্যালাক্সিগুলোর দূরত্বের স্কেল প্রসারিত করতে ব্যবহার করা হয়।[64] প্রকৃতপক্ষে, এনজিসি ৭৭৯০ (NGC 7790) নামক মুক্ত গুচ্ছটিতে তিনটি ক্লাসিক্যাল সেফাইড রয়েছে।[65][66] আরআর লাইরি ভেরিয়েবল (RR Lyrae variables) নক্ষত্রগুলো মুক্ত গুচ্ছের সাথে যুক্ত হওয়ার জন্য অনেক বেশি বয়স্ক, তাই এগুলো সাধারণত গ্লোবুলার ক্লাস্টার বা গোলকাকার গুচ্ছে পাওয়া যায়।

গ্রহসমূহ

মুক্ত গুচ্ছের বাইরের নক্ষত্রগুলোর মতোই মুক্ত গুচ্ছের ভেতরের নক্ষত্রগুলোও এক্সোপ্ল্যানেট বা বহির্গ্রহ ধারণ করতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, মুক্ত গুচ্ছ এনজিসি ৬৮১১ (NGC 6811)-এ দুটি পরিচিত গ্রহমণ্ডল রয়েছে, কেপলার-৬৬ (Kepler-66) এবং কেপলার-৬৭ (Kepler-67)। এছাড়া, বিহাইভ ক্লাস্টার (Beehive Cluster)-এ বেশ কয়েকটি হট জুপিটার বা উত্তপ্ত বৃহস্পতির অস্তিত্ব জানা গেছে।[67]

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

[43]

[2]

[3]

[4]

[21]

[1]

[19]

[16]

[8]

[5]

[32]

[29]

[31]

[33]

[34]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[44]

[42]

[47]

[48]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[58]

[60]

[59]

[61]

[62]

[63]

[64]

[17]

[18]

[12]

[14]

[9]

[22]

[15]

[20]

[23]

[25]

[24]

[26]

[7]

[11]

[13]

[30]

[27]

[28]

[50]

[35]

  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 1.3 Frommert, Hartmut. (August 27, 2007). Open Star Clusters. SEDS.
  2. ↑ 2.0 2.1 Karttunen, Hannu. (2003). "Fundamental astronomy". 321. Springer. ISBN 3-540-00179-4.
  3. ↑ 3.0 3.1 Payne-Gaposchkin, C.. (1979). Stars and clusters. Harvard University Press. ISBN 0-674-83440-2.
  4. ↑ 4.0 4.1 A good example of this is NGC 2244, in the Rosette Nebula. See also Johnson, Harold L.. (November 1962). "The Galactic Cluster, NGC 2244". Astrophysical Journal. 136 1135. doi:10.1086/147466.
  5. ↑ 5.0 5.1 Neata, Emil. Open Star Clusters: Information and Observations. Night Sky Info.
  6. ↑ VISTA Finds 96 Star Clusters Hidden Behind Dust. ESO Science Release.
  7. ↑ 7.0 7.1 (2011). Patrick Moore's Data Book of Astronomy. 339. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-89935-2.
  8. ↑ 8.0 8.1 Jones, Kenneth Glyn. (1991). "Messier's nebulae and star clusters". (2) 6–7. Cambridge University Press. ISBN 0-521-37079-5.
  9. ↑ 9.0 9.1 9.2 9.3 Kaler, James B.. (2006). "Cambridge Encyclopedia of Stars". 167. Cambridge University Press. ISBN 0-521-81803-6.
  10. ↑ A Star Cluster in the Wake of Carina. ESO Press Release.
  11. ↑ 11.0 11.1 (2009). Galileo's new universe: the revolution in our understanding of the cosmos. 128. BenBella Books. ISBN 978-1-933771-59-5.
  12. ↑ 12.0 12.1 D'Onofrio, Mauro. (17 July 2009). "Questions of Modern Cosmology: Galileo's Legacy". 1. Springer, 2009. ISBN 978-3-642-00791-0.
  13. ↑ 13.0 13.1 (February 1985). "Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology". Journal for the History of Astronomy. 16 (1) 1. doi:10.1177/002182868501600101.
  14. ↑ 14.0 14.1 Jones, K. G.. (August 1986). "Some Notes on Hodierna's Nebulae". Journal for the History of Astronomy. 17 (50) 187–188. doi:10.1177/002182868601700303.
  15. ↑ 15.0 15.1 (December 1989). "William Herschel and the Measurement of Space". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 30 (4) 399–418.
  16. ↑ 16.0 16.1 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. 57 234–264. doi:10.1098/rstl.1767.0028.
  17. ↑ 17.0 17.1 Hoskin, M.. (1979). "Herschel, William's Early Investigations of Nebulae – a Reassessment". Journal for the History of Astronomy. 10 165–176. doi:10.1177/002182867901000302.
  18. ↑ 18.0 18.1 Hoskin, M.. (February 1987). "Herschel's Cosmology". Journal for the History of Astronomy. 18 (1) 1–34, 20. doi:10.1177/002182868701800101.
  19. ↑ 19.0 19.1 Bok, Bart J.. (1981). The Milky Way. 136. Harvard University Press. ISBN 0-674-57503-2.
  20. ↑ 20.0 20.1 (1998). Galactic astronomy. 377. Princeton University Press. ISBN 0-691-02565-7.
  21. ↑ 21.0 21.1 Basu, Baidyanath. (2003). "An Introduction to Astrophysics". 218. PHI Learning Pvt. Ltd.. ISBN 81-203-1121-3.
  22. ↑ 22.0 22.1 Trumpler, R. J.. (December 1925). "Spectral Types in Open Clusters". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 37 (220) 307. doi:10.1086/123509.
  23. ↑ 23.0 23.1 (1931). "Micrometric measures of star clusters". Publications of the Yerkes Observatory. 6 1–106.
  24. ↑ 24.0 24.1 (1919). "No. 167. Investigations on proper motion. Furst paper: The motions of 85 stars in the neighborhood of Atlas and Pleione". Contributions from the Mount Wilson Observatory. 167 1–15.
  25. ↑ 25.0 25.1 (July 1945). "Investigations on Proper Motion. XXIV. Further Measures in the Pleiades Cluster". Astrophysical Journal. 102 26–31. doi:10.1086/144736.
  26. ↑ 26.0 26.1 (December 1977). "The HR Diagram, In Memory of Henry Norris Russell, IAU Symposium No. 80, held November 2, 1977". 80 (80) 55–59.
  27. ↑ 27.0 27.1 27.2 27.3 27.4 (January 2010). "The physics and modes of star cluster formation: observations". Philosophical Transactions of the Royal Society A. 368 (1913) 713–731. doi:10.1098/rsta.2009.0264.
  28. ↑ 28.0 28.1 28.2 (1987). "Star formation in molecular clouds – Observation and theory". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 25 23–81. doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.000323.
  29. ↑ 29.0 29.1 Battinelli, P.. (1991). "Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 249 76–83. doi:10.1093/mnras/249.1.76.
  30. ↑ 30.0 30.1 (March 2001). "The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 321 (4) 699–712. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x.
  31. ↑ 31.0 31.1 Kroupa, P.. (October 4–7, 2004). "The Fundamental Building Blocks of Galaxies". 629.
  32. ↑ 32.0 32.1 Elmegreen, Bruce G.. (1997). "A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas". The Astrophysical Journal. 480 (1) 235–245. doi:10.1086/303966.
  33. ↑ 33.0 33.1 Eggen, O. J.. (1960). "Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 120 (6) 540–562. doi:10.1093/mnras/120.6.540.
  34. ↑ 34.0 34.1 Subramaniam, A.. (1995). Probable binary open star clusters in the Galaxy. Astronomy and Astrophysics. 302 86–89.
  35. ↑ 35.0 35.1 (August 2024). "A Rare Cepheid-hosting Open Cluster Triad in Sagittarius". Research Notes of the AAS. 8 (8) 205. doi:10.3847/2515-5172/ad7139.
  36. ↑ Buried in the Heart of a Giant.
  37. ↑ 37.0 37.1 Nilakshi, S.R.. (2002). "A study of spatial structure of galactic open star clusters". Astronomy and Astrophysics. 383 (1) 153–162. doi:10.1051/0004-6361:20011719.
  38. ↑ 38.0 38.1 Trumpler, R.J.. (1930). "Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters". Lick Observatory Bulletin. 14 (420) 154–188. doi:10.5479/ADS/bib/1930LicOB.14.154T.
  39. ↑ 39.0 39.1 Dias, W.S.. (2002). "New catalogue of optically visible open clusters and candidates". Astronomy and Astrophysics. 389 (3) 871–873. doi:10.1051/0004-6361:20020668.
  40. ↑ 40.0 40.1 Janes, K.A.. (1980). "The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk". The Astronomical Journal. 108 1773–1785. doi:10.1086/117192.
  41. ↑ 41.0 41.1 Hunter, D.. (1997). "Star Formation in Irregular Galaxies: A Review of Several Key Questions". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109 937–950. doi:10.1086/133965.
  42. ↑ 42.0 42.1 Binney, J.. (1998). "Galactic Astronomy". Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0.
  43. ↑ 43.0 43.1 Friel, Eileen D.. (1995). "The Old Open Clusters Of The Milky Way". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33 381–414. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.002121.
  44. ↑ 44.0 44.1 van den Bergh, S.. (1980). "Galactic distribution of the oldest open clusters". Astronomy & Astrophysics. 88 360.
  45. ↑ (2021-10-06). What are star clusters?. Space.com.
  46. ↑ (2021). "Long-term Spectroscopic Survey of the Pleiades Cluster: The Binary Population". The Astrophysical Journal. 921 (2) 117. doi:10.3847/1538-4357/ac1585.
  47. ↑ 47.0 47.1 Andronov, N.. (2003). "Formation of Blue Stragglers in Open Clusters". Bulletin of the American Astronomical Society. 35 1343.
  48. ↑ 48.0 48.1 Fellhauer, M.. (2003). "The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes". The Astrophysical Journal. 595 (1) L53–L56. doi:10.1086/379005.
  49. ↑ Davies, Melvyn B.; Bate, Matthew R.; Bonnell, Ian A.; Bailey, Vernon C.; Tout, Christopher A.. (2006-07-17). Stellar encounters involving massive stars in young clusters: Stellar encounters involving massive stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 370 (4) 2038–2046. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10644.x.
  50. ↑ 50.0 50.1 (July 2010). "Tidally Induced Brown Dwarf and Planet Formation in Circumstellar Disks". The Astrophysical Journal. 717 (1) 577–585. doi:10.1088/0004-637X/717/1/577.
  51. ↑ 51.0 51.1 Hills, J. G.. (February 1, 1980). "The effect of mass loss on the dynamical evolution of a stellar system – Analytic approximations". Astrophysical Journal. 235 (1) 986–991. doi:10.1086/157703.
  52. ↑ 52.0 52.1 52.2 de La Fuente, M.R.. (1998). "Dynamical Evolution of Open Star Clusters". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 110 (751) 1117. doi:10.1086/316220.
  53. ↑ 53.0 53.1 Soderblom, David R.. (1993). "Stellar kinematic groups. I – The Ursa Major group". Astronomical Journal. 105 (1) 226–249. doi:10.1086/116422.
  54. ↑ 54.0 54.1 Majewski, S. R.. (1996). "Moving Groups, Stellar Streams and Phase Space Substructure in the Galactic Halo". ASP Conference Series. 92 119.
  55. ↑ 55.0 55.1 Sick, Jonathan. (2006). "A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies". Bulletin of the American Astronomical Society. 38 1191.
  56. ↑ 56.0 56.1 56.2 Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare. O.R.S.A. – Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia.
  57. ↑ 57.0 57.1 (2017). "An Introduction to Modern Astrophysics". 476–477. কেমব্রিজ ইউনিভার্সিটি প্রেস. ISBN 978-1-108-42216-1.
  58. ↑ 58.0 58.1 58.2 VandenBerg, D.A.. (2004). "On the Old Open Clusters M67 and NGC 188: Convective Core Overshooting, Color–Temperature Relations, Distances, and Ages". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 116 (825) 997–1011. doi:10.1086/426340.
  59. ↑ 59.0 59.1 Keel, Bill. The Extragalactic Distance Scale. Department of Physics and Astronomy – University of Alabama.
  60. ↑ 60.0 60.1 Brown, A.G.A.. (2001). "Open clusters and OB associations: a review". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 11 89–96.
  61. ↑ 61.0 61.1 Percival, S. M.. (2003). "The open cluster distance scale – A new empirical approach". Astronomy & Astrophysics. 400 (2) 541–552. doi:10.1051/0004-6361:20030092.
  62. ↑ 62.0 62.1 Hanson, R.B.. (1975). "A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster". Astronomical Journal. 80 379–401. doi:10.1086/111753.
  63. ↑ 63.0 63.1 Bragaglia, A.. (2005). "Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29". Astronomy and Astrophysics. 429 (3) 881–886. doi:10.1051/0004-6361:20041049.
  64. ↑ 64.0 64.1 Rowan-Robinson, Michael. (March 1988). "The extragalactic distance scale". Space Science Reviews. 48 (1–2) 1–71. doi:10.1007/BF00183129.
  65. ↑ Sandage, Allan (1958). Cepheids in Galactic Clusters. I. CF Cass in NGC 7790., AJ, 128
  66. ↑ Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Berdnikov, L.; Balam, D.; Moyano, M.; Gallo, L.; Turner, D.; Lane, D.; Gieren, W.; Borissova, J.; Kovtyukh, V.; Beletsky, Y. (2013). Anchors for the cosmic distance scale: the Cepheids U Sagittarii, CF Cassiopeiae, and CEab Cassiopeiae, A&A, 260
  67. ↑ (2012-08-22). "Two 'b's in the Beehive: The Discovery of the First Hot Jupiters in an Open Cluster". The Astrophysical Journal. 756 (2) L33. doi:10.1088/2041-8205/756/2/L33.

আরও পড়ুন

  • Kaufmann, W. J.. (1994). "Universe". W H Freeman. ISBN 0-7167-2379-4.
  • Smith, E.V.P.. (1997). "Introductory Astronomy and Astrophysics". Thomson Learning. ISBN 0-03-006228-4.

বহিঃসংযোগ

En-Open cluster-article.ogg

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Open cluster” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Open_cluster এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=ওপেন_ক্লাস্টার&oldid=7946"