Clúster abierto

Un cúmulo abierto es un tipo de cúmulo estelar formado por decenas o miles de estrellas que se originaron a partir de la misma nube molecular gigante y tienen aproximadamente la misma edad. Se han descubierto más de 1100 cúmulos abiertos en la Vía Láctea , y se cree que existen muchos más. ^{[ 1 ]} Cada uno está débilmente unido por la atracción gravitatoria mutua y se ve perturbado por encuentros cercanos con otros cúmulos y nubes de gas mientras orbitan el centro galáctico . Esto puede resultar en la pérdida de miembros del cúmulo debido a encuentros internos cercanos y su dispersión en el cuerpo principal de la galaxia. ^{[ 2 ]} Los cúmulos abiertos generalmente sobreviven durante unos cientos de millones de años, y los más masivos sobreviven durante unos miles de millones de años. En contraste, los cúmulos globulares de estrellas, más masivos, ejercen una atracción gravitatoria más fuerte sobre sus miembros y pueden sobrevivir durante más tiempo. Los cúmulos abiertos solo se han encontrado en galaxias espirales e irregulares, en las que se está produciendo una formación estelar activa . ^{[ 3 ]}

Los cúmulos abiertos jóvenes pueden estar contenidos dentro de la nube molecular de la que se formaron, iluminándola para crear una región H II . ^{[ 4 ]} Con el tiempo, la presión de radiación del cúmulo dispersará la nube molecular. Normalmente, alrededor del 10 % de la masa de una nube de gas se condensará en estrellas antes de que la presión de radiación expulse al resto del gas.

Los cúmulos abiertos son objetos clave en el estudio de la evolución estelar . Debido a que los miembros de un cúmulo tienen una edad y composición química similares , sus propiedades (como distancia, edad, metalicidad , extinción y velocidad) se determinan más fácilmente que las de las estrellas aisladas. ^{[ 1 ]} Varios cúmulos abiertos, como las Pléyades , las Híades y el cúmulo Alfa Persei , son visibles a simple vista. Otros, como el Cúmulo Doble , son apenas perceptibles sin instrumentos, mientras que muchos más se pueden observar con binoculares o telescopios . El Cúmulo del Pato Salvaje , M11, es un ejemplo. ^{[ 5 ]}

El prominente cúmulo abierto de las Pléyades , en la constelación de Tauro, ha sido reconocido como un grupo de estrellas desde la antigüedad, mientras que las Híades (que también forman parte de Tauro ) es uno de los cúmulos abiertos más antiguos. Otros cúmulos abiertos fueron observados por los primeros astrónomos como manchas de luz difusas no resueltas. En su Almagesto , el astrónomo romano Ptolomeo menciona el Cúmulo de Praesepe , el Cúmulo Doble en Perseo , el Cúmulo Estelar de Coma y el Cúmulo de Ptolomeo , mientras que el astrónomo persa Al-Sufi escribió sobre el cúmulo de Ómicron Velorum . ^{[ 7 ]} Sin embargo, se requeriría la invención del telescopio para resolver estas "nebulosas" en sus estrellas constituyentes. ^{[ 8 ]} De hecho, en 1603 Johann Bayer dio a tres de estos cúmulos designaciones como si fueran estrellas individuales. ^{[ 9 ]}

La primera persona en usar un telescopio para observar el cielo nocturno y registrar sus observaciones fue el científico italiano Galileo Galilei en 1609. Cuando dirigió el telescopio hacia algunas de las manchas nebulosas registradas por Ptolomeo, descubrió que no se trataba de una sola estrella, sino de grupos de muchas estrellas. Para Praesepe, encontró más de 40 estrellas. Donde anteriormente los observadores habían notado solo 6 o 7 estrellas en las Pléyades, él encontró casi 50. ^{[ 11 ]} En su tratado de 1610, Sidereus Nuncius , Galileo Galilei escribió: "la galaxia no es otra cosa que una masa de innumerables estrellas plantadas juntas en cúmulos". ^{[ 12 ]} Influenciado por el trabajo de Galileo, el astrónomo siciliano Giovanni Hodierna se convirtió posiblemente en el primer astrónomo en usar un telescopio para encontrar cúmulos abiertos previamente no descubiertos. ^{[ 13 ]} En 1654, identificó los objetos ahora denominados Messier 41 , Messier 47 , NGC 2362 y NGC 2451. ^{[ 14 ]}

Se comprendió ya en 1767 que las estrellas de un cúmulo estaban físicamente relacionadas, ^{[ 15 ]} cuando el naturalista inglés Reverendo John Michell calculó que la probabilidad de que incluso un solo grupo de estrellas como las Pléyades fuera el resultado de una alineación casual vista desde la Tierra era de solo 1 en 496 000. ^{[ 16 ]} Entre 1774 y 1781, el astrónomo francés Charles Messier publicó un catálogo de objetos celestes que tenían una apariencia nebulosa similar a la de los cometas . Este catálogo incluía 26 cúmulos abiertos. ^{[ 9 ]} En la década de 1790, el astrónomo inglés William Herschel comenzó un extenso estudio de objetos celestes nebulosos. Descubrió que muchas de estas características podían resolverse en agrupaciones de estrellas individuales. Herschel concibió la idea de que las estrellas estaban inicialmente dispersas por el espacio, pero que posteriormente se agruparon en sistemas estelares debido a la atracción gravitatoria. ^{[ 17 ]} Dividió las nebulosas en ocho clases, y las clases VI a VIII se utilizaron para clasificar los cúmulos de estrellas. ^{[ 18 ]}

El número de cúmulos conocidos continuó aumentando gracias a los esfuerzos de los astrónomos. Cientos de cúmulos abiertos fueron listados en el Nuevo Catálogo General , publicado por primera vez en 1888 por el astrónomo danés-irlandés JLE Dreyer , y los dos Catálogos de Índice suplementarios , publicados en 1896 y 1905. ^{[ 9 ]} Las observaciones telescópicas revelaron dos tipos distintos de cúmulos, uno de los cuales contenía miles de estrellas en una distribución esférica regular y se encontraba en todo el cielo, pero preferentemente hacia el centro de la Vía Láctea . ^{[ 19 ]} El otro tipo consistía en una población de estrellas generalmente más dispersa en una forma más irregular. Estos se encontraban generalmente en o cerca del plano galáctico de la Vía Láctea. ^{[ 20 ] [ 21 ]} Los astrónomos denominaron a los primeros cúmulos globulares y a los segundos cúmulos abiertos. Debido a su ubicación, los cúmulos abiertos a veces se denominan cúmulos galácticos , un término que fue introducido en 1925 por el astrónomo suizo-estadounidense Robert Julius Trumpler . ^{[ 22 ]}

Las mediciones micrométricas de las posiciones de las estrellas en cúmulos fueron realizadas ya en 1877 por el astrónomo alemán E. Schönfeld y continuadas por el astrónomo estadounidense EE Barnard antes de su muerte en 1923. Estos esfuerzos no detectaron ninguna indicación de movimiento estelar. ^{[ 23 ]} Sin embargo, en 1918, el astrónomo neerlandés-estadounidense Adriaan van Maanen pudo medir el movimiento propio de las estrellas en parte del cúmulo de las Pléyades comparando placas fotográficas tomadas en diferentes momentos. ^{[ 24 ]} A medida que la astrometría se volvió más precisa, se descubrió que las estrellas del cúmulo compartían un movimiento propio común a través del espacio. Al comparar las placas fotográficas del cúmulo de las Pléyades tomadas en 1918 con imágenes tomadas en 1943, van Maanen pudo identificar aquellas estrellas que tenían un movimiento propio similar al movimiento medio del cúmulo y, por lo tanto, tenían más probabilidades de ser miembros. ^{[ 25 ]} Las mediciones espectroscópicas revelaron velocidades radiales comunes , lo que demuestra que los cúmulos consisten en estrellas unidas como un grupo. ^{[ 1 ]}

Los primeros diagramas color-magnitud de cúmulos abiertos fueron publicados por Ejnar Hertzsprung en 1911, presentando el gráfico para los cúmulos estelares de las Pléyades y las Híades . Continuó este trabajo sobre cúmulos abiertos durante los siguientes veinte años. A partir de datos espectroscópicos, pudo determinar el límite superior de los movimientos internos de los cúmulos abiertos y estimar que la masa total de estos objetos no superaba varios cientos de veces la masa del Sol. Demostró una relación entre los colores de las estrellas y sus magnitudes, y en 1929 observó que los cúmulos de las Híades y Praesepe tenían poblaciones estelares diferentes a las de las Pléyades. Esto se interpretaría posteriormente como una diferencia en las edades de los tres cúmulos. ^{[ 26 ]}

La formación de un cúmulo abierto comienza con el colapso de parte de una nube molecular gigante , una nube fría y densa de gas y polvo que contiene hasta miles de veces la masa del Sol . Estas nubes tienen densidades que varían desde10 ² a10 ⁶ moléculas de hidrógeno neutro por cm ³ , con formación estelar ocurriendo en regiones con densidades superiores10 ⁴ moléculas por cm ³ . Típicamente, solo entre el 1 y el 10 % del volumen de la nube está por encima de esta última densidad. ^{[ 27 ]} Antes del colapso, estas nubes mantienen su equilibrio mecánico a través de campos magnéticos, turbulencia y rotación. ^{[ 28 ]}

Muchos factores pueden perturbar el equilibrio de una nube molecular gigante, desencadenando un colapso e iniciando la explosión de formación estelar que puede resultar en un cúmulo abierto. Estos incluyen ondas de choque de una supernova cercana , colisiones con otras nubes e interacciones gravitacionales. Incluso sin desencadenantes externos, las regiones de la nube pueden alcanzar condiciones en las que se vuelven inestables frente al colapso. ^{[ 28 ]} La región de la nube en colapso sufrirá una fragmentación jerárquica en cúmulos cada vez más pequeños, incluyendo una forma particularmente densa conocida como nubes oscuras infrarrojas , lo que eventualmente conducirá a la formación de hasta varios miles de estrellas. Esta formación estelar comienza envuelta en la nube en colapso, bloqueando la visión de las protoestrellas pero permitiendo la observación infrarroja. ^{[ 27 ]} En la galaxia Vía Láctea, la tasa de formación de cúmulos abiertos se estima en uno cada pocos miles de años. ^{[ 29 ]}

Las estrellas recién formadas más calientes y masivas (conocidas como estrellas OB ) emitirán una intensa radiación ultravioleta , que ioniza progresivamente el gas circundante de la nube molecular gigante, formando una región H II . Los vientos estelares y la presión de radiación de las estrellas masivas comienzan a expulsar el gas ionizado caliente a una velocidad que coincide con la velocidad del sonido en el gas. Después de unos pocos millones de años, el cúmulo experimentará su primera supernova de colapso de núcleo , que también expulsará gas de las proximidades. En la mayoría de los casos, estos procesos despojarán al cúmulo de gas en diez millones de años, y no se producirá más formación estelar. Aun así, aproximadamente la mitad de los objetos protoestelares resultantes quedarán rodeados por discos circunestelares , muchos de los cuales forman discos de acreción. ^{[ 27 ]}

Como solo entre el 30 y el 40 por ciento del gas en el núcleo de la nube forma estrellas, el proceso de expulsión del gas residual es altamente perjudicial para el proceso de formación estelar. Por lo tanto, todos los cúmulos sufren una pérdida de peso inicial significativa, mientras que una gran fracción sufre mortalidad infantil. En este punto, la formación de un cúmulo abierto dependerá de si las estrellas recién formadas están ligadas gravitacionalmente entre sí; de lo contrario, se producirá una asociación estelar no ligada . Incluso cuando se forma un cúmulo como las Pléyades, puede retener solo un tercio de las estrellas originales, y el resto se desliga una vez que se expulsa el gas. ^{[ 30 ]} Las estrellas jóvenes así liberadas de su cúmulo natal pasan a formar parte de la población del campo galáctico.

Debido a que la mayoría, si no todas, las estrellas se forman en cúmulos, estos deben considerarse los bloques de construcción fundamentales de las galaxias. Los violentos eventos de expulsión de gas que dan forma y destruyen muchos cúmulos estelares en su nacimiento dejan su huella en las estructuras morfológicas y cinemáticas de las galaxias. ^{[ 31 ]} La mayoría de los cúmulos abiertos se forman con al menos 100 estrellas y una masa de 50 o más masas solares. Los cúmulos más grandes pueden tener más de10 ⁴ M _☉  , con el cúmulo masivo Westerlund 1 estimado en5 × 10 ⁴ M _☉  y R136 a casi5 × 10 ⁵ M _☉  , típico de los cúmulos globulares. ^{[ 27 ]} Si bien los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares forman dos grupos bastante distintos, puede que no haya una gran diferencia intrínseca entre un cúmulo globular muy disperso como Palomar 12 y un cúmulo abierto muy rico. Algunos astrónomos creen que los dos tipos de cúmulos estelares se forman mediante el mismo mecanismo básico, con la diferencia de que las condiciones que permitieron la formación de los cúmulos globulares muy ricos que contienen cientos de miles de estrellas ya no prevalecen en la Vía Láctea. ^{[ 32 ]}

Es común que dos o más cúmulos abiertos separados se formen a partir de la misma nube molecular. En la Gran Nube de Magallanes , tanto Hodge 301 como R136 se formaron a partir de los gases de la Nebulosa de la Tarántula , mientras que en nuestra propia galaxia, al rastrear el movimiento a través del espacio de las Híades y Praesepe , dos cúmulos abiertos prominentes cercanos, se sugiere que se formaron en la misma nube hace unos 600 millones de años. ^{[ 33 ]} A veces, dos cúmulos nacidos al mismo tiempo formarán un cúmulo binario. El ejemplo más conocido en la Vía Láctea es el Cúmulo Doble de NGC 869 y NGC 884 (también conocido como h y χ Persei), pero se sabe que existen al menos 10 cúmulos dobles más. ^{[ 34 ]} Nuevas investigaciones indican que M25, que alberga cefeidas , puede constituir un cúmulo estelar ternario junto con NGC 6716 y Collinder 394. ^{[ 35 ]} Se conocen muchos más cúmulos binarios en las Nubes de Magallanes Pequeña y Grande; son más fáciles de detectar en sistemas externos que en nuestra propia galaxia porque los efectos de proyección pueden hacer que cúmulos no relacionados dentro de la Vía Láctea parezcan cercanos entre sí.

Los cúmulos abiertos varían desde cúmulos muy dispersos con solo unos pocos miembros hasta grandes aglomeraciones que contienen miles de estrellas. Generalmente consisten en un núcleo denso y bien definido, rodeado por una "corona" más difusa de miembros del cúmulo. El núcleo suele tener un diámetro de entre 3 y 4 años luz , y la corona se extiende hasta unos 20 años luz desde el centro del cúmulo. La densidad estelar típica en el centro de un cúmulo es de aproximadamente 1,5 estrellas por año luz cúbico . En comparación, la densidad estelar cerca del Sol es de aproximadamente 0,003 estrellas por año luz cúbico. ^{[ 37 ]}  

Los cúmulos abiertos suelen clasificarse según un esquema desarrollado por Robert Trumpler en 1930. El esquema de Trumpler asigna a un cúmulo una designación de tres partes: un número romano del I al IV para indicar si es poco o muy diverso, un número arábigo del 1 al 3 para el rango de brillo de sus miembros (de pequeño a grande), y p , m o r para indicar si el cúmulo es pobre, medio o rico en estrellas. Se añade una 'n' si el cúmulo se encuentra dentro de la nebulosidad . ^{[ 38 ]}

Según el esquema de Trumpler, las Pléyades se clasifican como I3rn, y las cercanas Híades se clasifican como II3m.

En nuestra galaxia se conocen más de 1100 cúmulos abiertos, pero el número real podría ser hasta diez veces mayor. ^{[ 39 ]} En las galaxias espirales , los cúmulos abiertos se encuentran principalmente en los brazos espirales, donde las densidades de gas son más altas y, por lo tanto, se produce la mayor parte de la formación estelar. Los cúmulos suelen dispersarse antes de haber tenido tiempo de viajar más allá de su brazo espiral. Los cúmulos abiertos están fuertemente concentrados cerca del plano galáctico, con una altura de escala en nuestra galaxia de unos 180  años luz, en comparación con un radio galáctico de aproximadamente 50 000  años luz. ^{[ 40 ]}

En galaxias irregulares , se pueden encontrar cúmulos abiertos por toda la galaxia, aunque su concentración es mayor donde la densidad de gas es mayor. ^{[ 41 ]} No se observan cúmulos abiertos en galaxias elípticas : la formación estelar cesó hace muchos millones de años en las elípticas, por lo que los cúmulos abiertos que originalmente estaban presentes se han dispersado hace mucho tiempo. ^{[ 42 ]}

En la Vía Láctea, la distribución de los cúmulos depende de su edad, encontrándose preferentemente los cúmulos más antiguos a mayores distancias del centro galáctico , generalmente a distancias considerables por encima o por debajo del plano galáctico . ^{[ 43 ]} Las fuerzas de marea son más fuertes cerca del centro de la galaxia, lo que aumenta la tasa de disrupción de los cúmulos, y también las nubes moleculares gigantes que causan la disrupción de los cúmulos se concentran hacia las regiones internas de la galaxia, por lo que los cúmulos en las regiones internas de la galaxia tienden a dispersarse a una edad más temprana que sus contrapartes en las regiones externas. ^{[ 44 ]}

Debido a que los cúmulos abiertos tienden a dispersarse antes de que la mayoría de sus estrellas alcancen el final de su vida, la luz que emiten suele estar dominada por las estrellas jóvenes, calientes y azules. Estas estrellas son las más masivas y tienen las vidas más cortas, de unas pocas decenas de millones de años. Los cúmulos abiertos más antiguos tienden a contener más estrellas amarillas. ^{[ 45 ]}

Se ha observado que la frecuencia de sistemas estelares binarios es mayor dentro de los cúmulos abiertos que fuera de ellos. Esto se considera evidencia de que las estrellas individuales son expulsadas de los cúmulos abiertos debido a interacciones dinámicas. ^{[ 46 ]}

Algunos cúmulos abiertos contienen estrellas azules calientes que parecen ser mucho más jóvenes que el resto del cúmulo. Estas estrellas rezagadas azules también se observan en cúmulos globulares, y en los núcleos muy densos de estos se cree que surgen cuando las estrellas colisionan, formando una estrella mucho más caliente y masiva. Sin embargo, la densidad estelar en los cúmulos abiertos es mucho menor que en los cúmulos globulares, y las colisiones estelares no pueden explicar la cantidad de estrellas rezagadas azules observadas. En cambio, se piensa que la mayoría de ellas probablemente se originan cuando las interacciones dinámicas con otras estrellas hacen que un sistema binario se fusione en una sola estrella. ^{[ 47 ]}

Una vez que agotan su suministro de hidrógeno mediante fusión nuclear , las estrellas de masa media a baja se desprenden de sus capas exteriores para formar una nebulosa planetaria y evolucionar hasta convertirse en enanas blancas . Si bien la mayoría de los cúmulos se dispersan antes de que una gran proporción de sus miembros alcance la etapa de enana blanca, el número de enanas blancas en los cúmulos abiertos suele ser mucho menor de lo esperado, dada la edad del cúmulo y la distribución de masa inicial prevista de las estrellas. Una posible explicación para la falta de enanas blancas es que, cuando una gigante roja expulsa sus capas exteriores para convertirse en una nebulosa planetaria, una ligera asimetría en la pérdida de material podría darle a la estrella un impulso de unos pocos kilómetros por segundo , suficiente para expulsarla del cúmulo. ^{[ 48 ]}

Debido a su alta densidad, los encuentros cercanos entre estrellas en un cúmulo abierto son comunes. ^{[ 49 ]} Para un cúmulo típico con 1000 estrellas y un  radio de semimasa de 0,5 pársecs, en promedio una estrella tendrá un encuentro con otro miembro cada 10 millones de años. La tasa es aún mayor en cúmulos más densos. Estos encuentros pueden tener un impacto significativo en los extensos discos circunestelares de material que rodean a muchas estrellas jóvenes. Las perturbaciones de marea de los discos grandes pueden dar lugar a la formación de planetas masivos y enanas marrones , produciendo compañeros a distancias de 100 UA o más de la estrella anfitriona. ^{[ 50 ]} 

Muchos cúmulos abiertos son inherentemente inestables, con una masa lo suficientemente pequeña como para que la velocidad de escape del sistema sea menor que la velocidad promedio de las estrellas que los componen. Estos cúmulos se dispersarán rápidamente en unos pocos millones de años. En muchos casos, la pérdida del gas a partir del cual se formó el cúmulo, debido a la presión de radiación de las estrellas jóvenes y calientes, reduce la masa del cúmulo lo suficiente como para permitir una rápida dispersión. ^{[ 51 ]}

Los cúmulos que tienen suficiente masa para estar ligados gravitacionalmente una vez que la nebulosa circundante se ha evaporado pueden permanecer distintos durante decenas de millones de años, pero, con el tiempo, los procesos internos y externos también tienden a dispersarlos. Internamente, los encuentros cercanos entre estrellas pueden aumentar la velocidad de un miembro más allá de la velocidad de escape del cúmulo. Esto da como resultado la "evaporación" gradual de los miembros del cúmulo. ^{[ 52 ]}

Externamente, aproximadamente cada quinientos millones de años, un cúmulo abierto tiende a ser perturbado por factores externos, como el paso cercano o a través de una nube molecular. Las fuerzas de marea gravitacionales generadas por dicho encuentro tienden a desintegrar el cúmulo. Finalmente, el cúmulo se convierte en una corriente de estrellas, no lo suficientemente cerca como para ser un cúmulo, pero todas relacionadas y moviéndose en direcciones y velocidades similares. La escala de tiempo en la que se desintegra un cúmulo depende de su densidad estelar inicial; los cúmulos más densos persisten durante más tiempo. Las vidas medias estimadas de los cúmulos , tras las cuales se habrá perdido la mitad de los miembros originales, oscilan entre 150 y 800 millones de años, dependiendo de la densidad original. ^{[ 52 ]}

Después de que un cúmulo se ha desvinculado gravitacionalmente, muchas de sus estrellas constituyentes seguirán moviéndose por el espacio en trayectorias similares, en lo que se conoce como una asociación estelar , un cúmulo móvil o un grupo móvil . Varias de las estrellas más brillantes del « Arado » de la Osa Mayor son antiguos miembros de un cúmulo abierto que ahora forman una asociación de este tipo, en este caso el Grupo Móvil de la Osa Mayor . ^{[ 53 ]} Con el tiempo, sus velocidades relativas ligeramente diferentes harán que se dispersen por toda la galaxia. Un cúmulo más grande se conoce entonces como una corriente, si descubrimos velocidades y edades similares de estrellas que, de otro modo, estarían bien separadas. ^{[ 54 ] [ 55 ]}

Cuando se traza un diagrama de Hertzsprung-Russell para un cúmulo abierto, la mayoría de las estrellas se encuentran en la secuencia principal . ^{[ 56 ]} Las estrellas más masivas han comenzado a evolucionar alejándose de la secuencia principal y se están convirtiendo en gigantes rojas ; la posición del punto de inflexión de la secuencia principal puede usarse para estimar la edad del cúmulo. ^{[ 57 ]}

Debido a que las estrellas de un cúmulo abierto se encuentran aproximadamente a la misma distancia de la Tierra y nacieron casi al mismo tiempo a partir de la misma materia prima, las diferencias en el brillo aparente entre los miembros del cúmulo se deben únicamente a su masa. ^{[ 56 ]} Esto hace que los cúmulos abiertos sean muy útiles en el estudio de la evolución estelar, ya que al comparar una estrella con otra, muchos de los parámetros variables permanecen fijos. ^{[ 57 ]}

El estudio de la abundancia de litio y berilio en estrellas de cúmulos abiertos puede proporcionar pistas importantes sobre la evolución estelar y sus estructuras internas. Mientras que los núcleos de hidrógeno no pueden fusionarse para formar helio hasta que la temperatura alcanza aproximadamente los 10 millones de K , el litio y el berilio se destruyen a temperaturas de 2,5 millones de K y 3,5 millones de K, respectivamente. Esto significa que su abundancia depende en gran medida de la cantidad de mezcla que se produce en el interior estelar. Mediante el estudio de su abundancia en estrellas de cúmulos abiertos, se pueden determinar variables como la edad y la composición química. ^{[ 58 ]}   

Los estudios han demostrado que la abundancia de estos elementos ligeros es mucho menor de lo que predicen los modelos de evolución estelar. Si bien la razón de esta menor abundancia aún no se comprende del todo, una posibilidad es que la convección en el interior de las estrellas pueda "sobrepasar" las regiones donde la radiación es normalmente el modo dominante de transporte de energía. ^{[ 58 ]}

Determinar las distancias a los objetos astronómicos es crucial para comprenderlos, pero la gran mayoría de los objetos están demasiado lejos para que sus distancias puedan determinarse directamente. La calibración de la escala de distancias astronómicas se basa en una secuencia de mediciones indirectas y a veces inciertas que relacionan los objetos más cercanos, cuyas distancias pueden medirse directamente, con objetos cada vez más distantes. ^{[ 59 ]} Los cúmulos abiertos son un paso crucial en esta secuencia.

La distancia a los cúmulos abiertos más cercanos se puede medir directamente mediante dos métodos. Primero, se puede medir la paralaje (el pequeño cambio en la posición aparente a lo largo de un año causado por el movimiento de la Tierra de un lado a otro de su órbita alrededor del Sol) de las estrellas en cúmulos abiertos cercanos, al igual que con otras estrellas individuales. Cúmulos como las Pléyades, las Híades y algunos otros a unos 500  años luz están lo suficientemente cerca como para que este método sea viable, y los resultados del satélite de medición de posición Hipparcos proporcionaron distancias precisas para varios cúmulos. ^{[ 60 ] [ 61 ]}

El otro método directo es el llamado método del cúmulo móvil . Este se basa en el hecho de que las estrellas de un cúmulo comparten un movimiento común a través del espacio. Midiendo los movimientos propios de los miembros del cúmulo y trazando sus movimientos aparentes en el cielo, se revelará que convergen en un punto de fuga . La velocidad radial de los miembros del cúmulo se puede determinar a partir de mediciones del desplazamiento Doppler de sus espectros , y una vez que se conocen la velocidad radial, el movimiento propio y la distancia angular del cúmulo a su punto de fuga, la trigonometría simple revelará la distancia al cúmulo. Las Híades son la aplicación más conocida de este método, que revela que su distancia es de 46,3 pársecs . ^{[ 62 ]} 

Una vez establecidas las distancias a los cúmulos cercanos, otras técnicas pueden extender la escala de distancia a cúmulos más distantes. Al comparar la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell para un cúmulo a una distancia conocida con la de un cúmulo más distante, se puede estimar la distancia al cúmulo más distante. El cúmulo abierto más cercano es Híades: la asociación estelar que consta de la mayoría de las estrellas de la Osa Mayor está a aproximadamente la mitad de la distancia de Híades, pero es una asociación estelar en lugar de un cúmulo abierto ya que las estrellas no están ligadas gravitacionalmente entre sí. El cúmulo abierto conocido más distante en nuestra galaxia es Berkeley 29 , a una distancia de aproximadamente 15 000  pársecs. ^{[ 63 ]} Los cúmulos abiertos, especialmente los supercúmulos estelares , también se detectan fácilmente en muchas de las galaxias del Grupo Local y cercanas: por ejemplo, NGC 346 y los SSC R136 y NGC 1569 A y B.

El conocimiento preciso de las distancias de los cúmulos abiertos es vital para calibrar la relación período-luminosidad que muestran las estrellas variables como las estrellas Cefeidas , lo que permite utilizarlas como candelas estándar . Estas estrellas luminosas pueden detectarse a grandes distancias y luego se utilizan para extender la escala de distancia a galaxias cercanas en el Grupo Local. ^{[ 64 ]} De hecho, el cúmulo abierto designado NGC 7790 alberga tres Cefeidas clásicas . ^{[ 65 ] [ 66 ]} Las variables RR Lyrae son demasiado antiguas para estar asociadas con cúmulos abiertos, y en cambio se encuentran en cúmulos globulares .

Las estrellas en cúmulos abiertos pueden albergar exoplanetas, al igual que las estrellas fuera de ellos. Por ejemplo, el cúmulo abierto NGC 6811 contiene dos sistemas planetarios conocidos: Kepler-66 y Kepler-67 . Además, se sabe que existen varios Júpiter calientes en el Cúmulo del Pesebre . ^{[ 67 ]}

• Lista de clústeres abiertos
• Grupos en movimiento
• Familia de clústeres abiertos
• remanente de clúster abierto

• Kaufmann, WJ (1994). Universo . WH Freeman. ISBN 0-7167-2379-4.
• Smith, EVP ; Jacobs, KC; Zeilik, M.; Gregory, SA (1997). Astronomía y astrofísica introductorias . Thomson Learning. ISBN 0-03-006228-4.

• El Cúmulo de Joyas (también conocido como NGC 4755 o Cúmulo Kappa Crucis): cúmulo abierto en la constelación de Crux @ SKY-MAP.ORG
• Cúmulos estelares abiertos en SEDS (páginas de Messier)
• Una visión general de los clústeres abiertos
• El método de clúster móvil
• Cúmulos abiertos: información y observaciones de aficionados. Archivado el 29/07/2007 en Wayback Machine.