กระจุกดาวคือกลุ่มดาวที่มีต้นกำเนิดร่วมกัน^{[ 1 ]}ก่อตัวขึ้นในเวลาใกล้เคียงกันและยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วงของตัวเองสามารถแบ่งกระจุกดาวออกเป็นสองประเภทหลัก ได้แก่กระจุกดาวทรงกลมซึ่งเป็นกลุ่มดาวที่หนาแน่นจำนวนหมื่นถึงล้านดวงที่มีอายุเก่าแก่และ ยึดเหนี่ยวกัน ด้วยแรงโน้มถ่วงและกระจุกดาวเปิดซึ่งเป็นกลุ่มดาวที่ไม่หนาแน่นนัก โดยทั่วไปมีสมาชิกน้อยกว่าสองสามร้อยดวง

ขณะที่พวกมันเคลื่อนที่ผ่านกาแล็กซี เมื่อเวลาผ่านไป กระจุกดาวเปิดจะถูกรบกวนโดยแรงโน้มถ่วงของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ทำให้กระจุกดาวที่สังเกตเห็นมักจะมีอายุน้อย แม้ว่าจะไม่ได้ถูกยึดเหนี่ยวด้วยแรงโน้มถ่วงอีกต่อไปแล้ว แต่พวกมันก็จะยังคงเคลื่อนที่ไปในทิศทางเดียวกันในอวกาศ และจะถูกเรียกว่า กลุ่ม ดาวหรือบางครั้งเรียกว่ากลุ่มเคลื่อนที่กระจุกดาวทรงกลมซึ่งมีสมาชิกและมวลมากกว่า จะคงสภาพอยู่ได้นานกว่ามาก และกระจุกดาวทรงกลมที่สังเกตเห็นมักจะมีอายุหลายพันล้านปี

กลุ่มดาวฤกษ์ภายในกาแล็กซีทางช้างเผือกที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ได้แก่ กระจุกดาวเปิด เพลียเดสและไฮยาเดสและกระจุกดาวทรงกลม47 ทูคานาเอ

กระจุกดาวเปิดจำกัดอยู่ในระนาบกาแล็กซีและมักจะพบอยู่ภายในแขนกังวลของกาแล็กซีโดยทั่วไปแล้วจะเป็นวัตถุอายุน้อย มีอายุไม่เกินไม่กี่สิบล้านปี โดยมีข้อยกเว้นที่หายากบางประการที่มีอายุมากถึงหลายพันล้านปี เช่นเมสซิเยร์ 67 (กระจุกดาวเปิดเก่าที่อยู่ใกล้ที่สุดและถูกสังเกตมากที่สุด) เป็นต้น^{[ 2 ]}พวกมันก่อตัวขึ้นในบริเวณ H IIเช่นเนบิวลาโอไรออน

กระจุกดาวเปิดโดยทั่วไปจะมีสมาชิกอยู่ไม่กี่ร้อยดวง และตั้งอยู่ในบริเวณที่มีขนาดกว้างไม่เกิน 30 ปีแสง เนื่องจากมีความหนาแน่นของประชากรน้อยกว่ากระจุกดาวทรงกลมมาก แรงโน้มถ่วงจึงยึดเหนี่ยวกันน้อยกว่า และเมื่อเวลาผ่านไปก็จะถูกรบกวนจากแรงโน้มถ่วงของเมฆโมเลกุลยักษ์และกระจุกดาวอื่นๆ การเข้าใกล้กันระหว่างสมาชิกในกระจุกดาวอาจส่งผลให้ดาวฤกษ์ถูกขับออกมา ซึ่งเป็นกระบวนการที่เรียกว่า "การระเหย"

กระจุกดาวเปิดที่โดดเด่นที่สุดคือกระจุกดาวลูกไก่และกระจุกดาวไฮยาเด ส ในกลุ่มดาววัวกระจุกดาวคู่h + Chi Perseiก็สามารถมองเห็นได้ชัดเจนภายใต้ท้องฟ้าที่มืดมิด กระจุกดาวเปิดมักประกอบด้วยดาวฤกษ์สีน้ำเงินอายุน้อยที่มีอุณหภูมิสูง เนื่องจากแม้ว่าดาวฤกษ์เหล่านี้จะมีอายุสั้นในแง่ของดาวฤกษ์ โดยมีอายุเพียงไม่กี่สิบล้านปี แต่กระจุกดาวเปิดมักจะสลายไปก่อนที่ดาวฤกษ์เหล่านี้จะดับลง

กลุ่มย่อยของกระจุกดาวเปิดประกอบกันเป็นกระจุกดาวคู่หรือกระจุกดาวรวม^{[ 3 ]}งานวิจัยใหม่ระบุว่าMessier 25อาจประกอบกันเป็นกระจุกดาวสามดวงร่วมกับ NGC 6716 และ Collinder 394 ^{[ 4 ]}

การกำหนดระยะทางที่แม่นยำไปยังกระจุกดาวเปิดทำให้สามารถปรับเทียบความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่างที่แสดงโดยดาวแปรแสงเซเฟอิด ซึ่งใช้เป็นเทียนมาตรฐานดาวเซเฟอิดมีความสว่างและสามารถใช้กำหนดทั้งระยะทางไปยังกาแล็กซีที่อยู่ไกลและอัตราการขยายตัวของเอกภพ ( ค่าคงที่ฮับเบิล ) อันที่จริง กระจุกดาวเปิด NGC 7790 มีดาวเซเฟอิดคลาสสิก สามดวง ซึ่งมีความสำคัญต่อความพยายามดังกล่าว^{[ 5 ] [ 6 ]}

กระจุกดาวฝังตัวเป็นกลุ่มดาวอายุน้อยที่ถูกห่อหุ้มบางส่วนหรือทั้งหมดด้วยฝุ่นหรือแก๊สระหว่างดาวซึ่งมักจะไม่สามารถสังเกตได้ด้วยแสง กระจุกดาวฝังตัวก่อตัวขึ้นในเมฆโมเลกุลเมื่อเมฆเริ่มยุบตัวและก่อตัวเป็นดาวฤกษ์มักมีการก่อตัวของดาวฤกษ์ อย่างต่อเนื่อง ในกระจุกดาวเหล่านี้ ดังนั้นกระจุกดาวฝังตัวอาจเป็นที่อยู่ของวัตถุทางดาราศาสตร์อายุน้อย หลายประเภท รวมถึงดาวฤกษ์แรกเริ่มและดาวฤกษ์ก่อนลำดับหลักตัวอย่างหนึ่งของกระจุกดาวฝังตัวคือกระจุกดาว Trapeziumในเนบิวลา Orionใน บริเวณแกนกลางของ เมฆ ρ Ophiuchi (L1688) มีกระจุกดาวฝังตัวอยู่^{[ 7 ]}

ระยะคลัสเตอร์ที่ฝังตัวอาจกินเวลานานหลายล้านปี หลังจากนั้นก๊าซในเมฆจะหมดไปเนื่องจากการก่อตัวของดาวฤกษ์หรือกระจายตัวออกไปเนื่องจากแรงดันรังสีลมดาวฤกษ์และการไหลออกหรือการระเบิดของซูเปอร์โนวาโดยทั่วไปมวลของเมฆน้อยกว่า 30% จะถูกเปลี่ยนเป็นดาวฤกษ์ก่อนที่เมฆจะกระจายตัวออกไป แต่สัดส่วนนี้อาจสูงกว่าในส่วนที่หนาแน่นเป็นพิเศษของเมฆ เมื่อมวลในเมฆลดลง พลังงานของระบบจะเปลี่ยนแปลงไป ซึ่งมักนำไปสู่การแตกสลายของคลัสเตอร์ดาวฤกษ์ คลัสเตอร์ที่ฝังตัวอายุน้อยส่วนใหญ่จะกระจายตัวออกไปไม่นานหลังจากสิ้นสุดการก่อตัวของดาวฤกษ์^{[ 8 ]}

กระจุกดาวเปิดที่พบในกาแล็กซีเคยเป็นกระจุกดาวฝังตัวที่สามารถอยู่รอดมาได้ในช่วงวิวัฒนาการของกระจุกดาวในช่วงแรก อย่างไรก็ตาม ดาวที่ลอยอยู่อย่างอิสระเกือบทั้งหมด รวมทั้ง^ดวงอาทิตย์ [ ^{9 ]}เดิมทีเกิดมาในกระจุกดาวฝังตัวที่สลายตัวไป^{[ 8 ]}

กระจุกดาวทรงกลมเป็นกลุ่มดาวที่มีรูปร่างคล้ายทรงกลม โดยมีดาวฤกษ์ตั้งแต่ 10,000 ถึงหลายล้านดวง อัดแน่นอยู่ในบริเวณที่มีขนาดตั้งแต่ 10 ถึง 30  ปีแสงโดยทั่วไปแล้วประกอบด้วย ดาวฤกษ์ ประเภท Population II ที่ มีอายุมาก – อายุน้อยกว่าเอกภพเพียงไม่กี่ร้อยล้านปี – ซึ่งส่วนใหญ่เป็นสีเหลืองและสีแดง มีมวลน้อยกว่า 2 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์^{[ 10 ]}ดาวฤกษ์ประเภทนี้มีจำนวนมากในกระจุกดาว เนื่องจากดาวฤกษ์ที่ร้อนกว่าและมีมวลมากกว่าได้ระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาหรือวิวัฒนาการผ่านระยะเนบิวลาดาวเคราะห์ จนกลายเป็น ดาวแคระขาวอย่างไรก็ตาม มีดาวสีน้ำเงินที่หายากอยู่บ้างในกระจุกดาวทรงกลม ซึ่งเชื่อกันว่าเกิดจากการรวมตัวของดาวฤกษ์ในบริเวณภายในที่หนาแน่น ดาวฤกษ์เหล่านี้เรียกว่าดาวสีน้ำเงินที่หลงเหลืออยู่

ในกาแล็กซีทางช้างเผือก กระจุกดาวทรงกลมกระจายตัวเป็นทรงกลมโดยประมาณในฮาโลของกาแล็กซีรอบศูนย์กลางกาแล็กซีโดยโคจรรอบศูนย์กลางในวงโคจร วงรีสูง ในปี ค.ศ. 1917 นักดาราศาสตร์ฮาร์โลว์ แชปลีย์ได้ทำการประมาณระยะทางของดวงอาทิตย์จากศูนย์กลางกาแล็กซีเป็นครั้งแรกอย่างน่าเชื่อถือ โดยอาศัยการกระจายตัวของกระจุกดาวทรงกลม

จนกระทั่งช่วงกลางทศวรรษ 1990 กระจุกดาวทรงกลมเป็นสาเหตุของปริศนาใหญ่ในวงการดาราศาสตร์ เนื่องจากทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ให้ค่าอายุของสมาชิกที่เก่าแก่ที่สุดในกระจุกดาวทรงกลมมากกว่าอายุโดยประมาณของจักรวาล อย่างไรก็ตาม การวัดระยะทางไปยังกระจุกดาวทรงกลมที่แม่นยำยิ่งขึ้นโดยใช้ ดาวเทียม ฮิปปาร์คอสและการวัดค่าคงที่ฮับเบิล ที่แม่นยำมากขึ้นเรื่อยๆ ได้คลี่คลายปริศนานี้ ทำให้ได้ค่าอายุของจักรวาลประมาณ 13 พันล้านปี และอายุของดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดน้อยกว่านั้นไม่กี่ร้อยล้านปี

กาแล็กซีของเรามีกระจุกดาวทรงกลมประมาณ 150 แห่ง^{[ 10 ]}ซึ่งบางแห่งอาจเป็นแกนกลางของกาแล็กซีขนาดเล็กที่ถูกดึงดาวฤกษ์ออกจากขอบด้านนอกก่อนหน้านี้โดยกระแสน้ำขึ้นลงของทางช้างเผือกดังเช่นที่ดูเหมือนจะเป็นกรณีของกระจุกดาวทรงกลมM79กาแล็กซีบางแห่งมีกระจุกดาวทรงกลมมากกว่าทางช้างเผือกมาก กาแล็กซีรูปวงรีขนาดยักษ์M87 มี กระจุกดาวทรงกลม มากกว่าหนึ่งพันแห่ง

กระจุกดาวทรงกลมที่สว่างที่สุดบางส่วนสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า กระจุกดาว ที่สว่างที่สุด คือ โอเมกา เซนทอรีซึ่งถูกสังเกตและจัดอยู่ในแคตตาล็อกเป็นดาวฤกษ์ตั้งแต่สมัยโบราณ ก่อนยุคของกล้องโทรทรรศน์ กระจุกดาวทรงกลมที่สว่างที่สุดในซีกโลกเหนือคือM13ในกลุ่มดาวเฮอร์คิวลีส

กระจุกดาวขนาดใหญ่เป็นบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์เมื่อไม่นานมานี้ และเชื่อกันว่าเป็นต้นกำเนิดของกระจุกดาวทรงกลม ตัวอย่างเช่นเวสเตอร์ลุนด์ 1ในทางช้างเผือก^{[ 11 ]}

ในปี 2548 นักดาราศาสตร์ค้นพบกระจุกดาวชนิดใหม่ในกาแล็กซีแอนโดรเมดา ซึ่งในหลายๆ ด้านมีความคล้ายคลึงกับกระจุกดาวทรงกลมมาก แม้ว่าจะมีความหนาแน่นน้อยกว่าก็ตาม ไม่พบกระจุกดาวดังกล่าว (ซึ่งเรียกอีกอย่างว่ากระจุกดาวทรงกลมแบบขยาย ) ในกาแล็กซีทางช้างเผือก กระจุกดาวสามกระจุกที่ค้นพบในกาแล็กซีแอนโดรเมดาได้แก่M31WFS C1 ^{[ 12 ]} M31WFS C2และM31WFS C3

กระจุกดาวที่เพิ่งค้นพบเหล่านี้มีดาวฤกษ์หลายแสนดวง ซึ่งมีจำนวนใกล้เคียงกับกระจุกดาวทรงกลม กระจุกดาวเหล่านี้ยังมีลักษณะอื่นๆ ร่วมกับกระจุกดาวทรงกลมเช่นประชากรดาวฤกษ์และความเป็นโลหะ สิ่งที่ทำให้กระจุกดาวเหล่านี้แตกต่างจากกระจุกดาวทรงกลมคือ พวกมันมีขนาดใหญ่กว่ามาก – กว้างหลายร้อยปีแสง – และมีความหนาแน่นน้อยกว่าหลายร้อยเท่า ดังนั้นระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์จึงมากกว่ามาก กระจุกดาวเหล่านี้มีคุณสมบัติอยู่ระหว่างกระจุกดาวทรงกลมและกาแล็กซีแคระทรงกลม^{[ 13 ]}

ยังไม่ทราบแน่ชัดว่ากลุ่มดาวเหล่านี้ก่อตัวขึ้นได้อย่างไร แต่การก่อตัวของพวกมันอาจเกี่ยวข้องกับการก่อตัวของกระจุกดาวทรงกลม เหตุใด M31 จึงมีกระจุกดาวแบบนี้ ในขณะที่ทางช้างเผือกไม่มี ก็ยังไม่ทราบแน่ชัดเช่นกัน นอกจากนี้ยังไม่ทราบว่ามีกาแล็กซีอื่นใดที่มีกระจุกดาวแบบนี้หรือไม่ แต่ก็ไม่น่าเป็นไปได้ที่ M31 จะเป็นกาแล็กซีเดียวที่มีกระจุกดาวแบบขยาย^{[ 13 ]}

กระจุกดาวอีกประเภทหนึ่งคือกลุ่มดาวจางๆซึ่งจนถึงขณะนี้พบเฉพาะในกาแล็กซีรูปเลนส์เช่นNGC 1023และNGC 3384เท่านั้น มีลักษณะเด่นคือมีขนาดใหญ่เมื่อเทียบกับกระจุกดาวทรงกลม และมีการกระจายตัวเป็นวงแหวนรอบศูนย์กลางของกาแล็กซีเจ้าบ้าน เช่นเดียวกับกาแล็กซีเจ้าบ้าน ดูเหมือนว่าพวกมันจะเป็นวัตถุเก่า^{[ 14 ]}

กระจุกดาวมีความสำคัญในหลายสาขาของดาราศาสตร์ เหตุผลก็คือดาวเกือบทั้งหมดในกระจุกดาวเก่าถือกำเนิดขึ้นในเวลาใกล้เคียงกัน^{[ 16 ]}คุณสมบัติต่างๆ ของดาวทั้งหมดในกระจุกดาวขึ้นอยู่กับมวลเท่านั้น ดังนั้นทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์จึงอาศัยการสังเกตกระจุกดาวเปิดและกระจุกดาวทรงกลม โดยเฉพาะอย่างยิ่งกระจุกดาวทรงกลมเก่า ในกรณีของกระจุกดาวอายุน้อย (อายุ < 1 พันล้านปี) และกระจุกดาวอายุกลาง (1 < อายุ < 5 พันล้านปี) ปัจจัยต่างๆ เช่น อายุ มวล และองค์ประกอบทางเคมี อาจมีบทบาทสำคัญเช่นกัน^{[ 17 ]}กระจุกดาวสามารถให้ข้อมูลมากมายเกี่ยวกับกาแล็กซีที่เป็นเจ้าของโดยพิจารณาจากอายุของพวกมัน ตัวอย่างเช่น กระจุกดาวที่อยู่ในเมฆแมเจลแลนสามารถให้ข้อมูลที่สำคัญเกี่ยวกับการก่อตัวของกาแล็กซีแคระในเมฆแมเจลแลน ซึ่งจะช่วยให้เราเข้าใจกระบวนการทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์มากมายที่เกิดขึ้นในกาแล็กซีทางช้างเผือกของเราเอง กระจุกดาวเหล่านี้ โดยเฉพาะกระจุกดาวอายุน้อย สามารถอธิบายกระบวนการก่อตัวของดาวฤกษ์ที่อาจเกิดขึ้นในกาแล็กซีทางช้างเผือกของเราได้

กระจุกดาวเป็นขั้นตอนสำคัญในการกำหนดมาตราส่วนระยะทางของเอกภพ ด้วยเช่น กัน กระจุกดาวที่อยู่ใกล้ที่สุดบางแห่งอยู่ใกล้พอที่จะวัดระยะทางได้โดยใช้พาราแลกซ์สามารถสร้างแผนภาพเฮิร์ตสปรุง-รัสเซลล์สำหรับกระจุกดาวเหล่านี้ได้ ซึ่งมีค่าสัมบูรณ์ที่ทราบบนแกนความสว่าง จากนั้น เมื่อสร้างแผนภาพที่คล้ายกันสำหรับกระจุกดาวที่ไม่ทราบระยะทาง ตำแหน่งของลำดับหลักสามารถนำมาเปรียบเทียบกับกระจุกดาวแรกและประมาณระยะทางได้ กระบวนการนี้เรียกว่าการปรับลำดับหลักต้องคำนึงถึง การดูดกลืนแสงและประชากรดาว เมื่อใช้วิธีนี้

ดาวฤกษ์เกือบทั้งหมดในบริเวณกาแล็กซี รวมทั้งดวงอาทิตย์ ถือกำเนิดขึ้นครั้งแรกในบริเวณที่มีกระจุกดาวฝังตัวอยู่ซึ่งสลายตัวไป ซึ่งหมายความว่าคุณสมบัติของดาวฤกษ์และระบบดาวเคราะห์อาจได้รับผลกระทบจากสภาพแวดล้อมที่มีกระจุกดาวในช่วงแรก^{[ 18 ]} ดูเหมือนว่าจะเป็นเช่นนั้นสำหรับ ระบบสุริยะของเราเองซึ่งความอุดมสมบูรณ์ทางเคมีชี้ให้เห็นถึงผลกระทบของซูเปอร์โนวาจากดาวฤกษ์ใกล้เคียงในช่วงต้นประวัติศาสตร์ของระบบสุริยะของเรา

ในทางเทคนิคแล้วไม่ใช่กระจุกดาว แต่กลุ่มดาวเป็นกลุ่มดาวขนาดใหญ่จำนวนมากภายในกาแล็กซีกระจายตัวอยู่ในอวกาศเป็นระยะทางหลายปีแสง บ่อยครั้งที่พวกมันมีกระจุกดาวอยู่ภายใน ดาวฤกษ์ดูเหมือนจะอยู่ชิดกัน แต่โดยปกติแล้วไม่ได้เป็นส่วนหนึ่งของโครงสร้างใดๆ^{[ 19 ]}ภายในกาแล็กซีทางช้างเผือก กลุ่มดาวปรากฏให้เห็นผ่านช่องว่างระหว่างกลุ่มฝุ่นของรอยแยกใหญ่ทำให้สามารถมองเห็นได้ลึกขึ้นตามแนวสายตาของเรา^{[ 20 ]}กลุ่มดาวได้รับการระบุในกาแล็กซีใกล้เคียงอื่นๆ ด้วยเช่นกัน^{[ 21 ]}ตัวอย่างของกลุ่มดาว ได้แก่กลุ่มดาวคนยิงธนูขนาดใหญ่ กลุ่มดาวคนยิงธนูขนาดเล็ก กลุ่มดาวโล่กลุ่มดาวหงส์ กลุ่มดาวนอร์มา และNGC 206ในกาแล็กซีแอนโดรเมดา

ในปี พ.ศ. 2522 สมัชชาใหญ่ครั้งที่ 17 ของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล ได้แนะนำว่ากระจุกดาวที่เพิ่งค้นพบใหม่ ไม่ว่าจะเป็นแบบเปิดหรือแบบทรงกลม ภายในกาแล็กซี ควรมีการกำหนดชื่อตามแบบแผน "Chhmm±ddd" โดยขึ้นต้นด้วยคำนำหน้า C เสมอ โดยที่h , mและdแทนพิกัดโดยประมาณของศูนย์กลางกระจุกดาวในหน่วยชั่วโมงและนาทีของไรต์แอสเซนชันและองศาของเดคลิเนชันตามลำดับ โดยมีเลขศูนย์นำหน้า การกำหนดชื่อนี้ เมื่อกำหนดแล้ว จะไม่เปลี่ยนแปลง แม้ว่าการวัดในภายหลังจะปรับปรุงตำแหน่งของศูนย์กลางกระจุกดาวก็ตาม^{[ 22 ]}การกำหนดชื่อดังกล่าวครั้งแรกนั้นกำหนดโดยGosta Lyngaในปี พ.ศ. 2525 ^{[ 23 ] [ 24 ]}

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับ: กระจุกดาว ( หมวดหมู่ )

• ระบบดาวฤกษ์ขนาดกะทัดรัดพิเศษ
• กลุ่มวัตถุแบริออนมวลมากที่แข็งแกร่ง (RAMBOs)
• การโคจรผ่านของดวงดาว

• ฐานข้อมูลคลัสเตอร์แบบเปิด WEBDA
• NGC 2419 - กระจุกดาวทรงกลม บนเว็บไซต์ SKY-MAP.ORG
• กลุ่มดาวฤกษ์ , SEDS หน้า Messier
• RG Research: Embedded Clusters ถูกเก็บถาวรเมื่อวันที่ 6 สิงหาคม 2020 ที่Wayback Machine
• กลุ่มดาว - บทความฉบับเต็มสารานุกรมบริแทนนิกา
• ค้นพบกระจุกดาวขนาดใหญ่ในกาแล็กซีทางช้างเผือกของเราเอง
• Johnson, Kelsey E. (2005). "การสำรวจการกำเนิดของกระจุกดาวขนาดใหญ่: นัยยะต่อการก่อตัวของดาวฤกษ์มวลมาก". Proceedings of the International Astronomical Union . 1 : 413– 422. arXiv : astro-ph/0506507 . Bibcode : 2005IAUS..227..413J . doi : 10.1017/S1743921305004825 .
• Huxor, AP; Tanvir, NR; Irwin, MJ; Ibata, R.; Collett, JL; Ferguson, AMN; Bridges, T.; Lewis, GF (2005). "กลุ่มดาวฤกษ์ขนาดใหญ่และสว่างไสวกลุ่มใหม่ในรัศมีของ M31" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 360 (3): 1007– 1012. arXiv : astro-ph/0412223 . Bibcode : 2005MNRAS.360.1007H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x .
• Liu, Wilson M.; Meyer, Michael R.; Cotera, Angela S.; Young, Erick T. (2003). " การสังเกตการณ์กระจุกดาวฝังตัวใน NGC 2024 โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล NICMOS: ข้อจำกัดเกี่ยวกับฟังก์ชันมวลเริ่มต้นและสัดส่วนของระบบดาวคู่" วารสารดาราศาสตร์ 126 ( 4): 1665– 1676. arXiv : astro-ph/0306377 . Bibcode : 2003AJ....126.1665L . doi : 10.1086/377620 .
• Vrba, Frederick J.; Henden, Arne A.; Luginbuhl, Christian B.; Guetter, Harry H.; Hartmann, Dieter H.; Klose, Sylvio (2000). "การค้นพบกระจุกดาวมวลมากที่ฝังตัวอยู่ใกล้ SGR 1900+14" The Astrophysical Journal . 533 (1): L17– L20. arXiv : astro-ph/0002530 . Bibcode : 2000ApJ...533L..17V . doi : 10.1086/312602 . PMID  10727381 .