Un cúmulo abierto es un tipo de cúmulo estelar formado por decenas a unos pocos miles de estrellas que se formaron a partir de la misma nube molecular gigante y tienen aproximadamente la misma edad. Se han descubierto más de 1.100 cúmulos abiertos dentro de la Vía Láctea y se cree que existen muchos más. [1] Están débilmente unidos por una atracción gravitacional mutua y se ven perturbados por encuentros cercanos con otros cúmulos y nubes de gas mientras orbitan el Centro Galáctico . Esto puede resultar en una pérdida de miembros del cúmulo debido a encuentros internos cercanos y una dispersión hacia el cuerpo principal de la galaxia. [2] Los cúmulos abiertos generalmente sobreviven unos pocos cientos de millones de años, y los más masivos sobreviven unos pocos miles de millones de años. Por el contrario, los cúmulos globulares de estrellas más masivos ejercen una atracción gravitacional más fuerte sobre sus miembros y pueden sobrevivir durante más tiempo. Se han encontrado cúmulos abiertos sólo 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 a partir de la cual 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 fusionará formando estrellas antes de que la presión de la radiación expulse el resto del gas.
Los cúmulos abiertos son objetos clave en el estudio de la evolución estelar . Debido a que los miembros del cúmulo tienen edad y composición química similares , sus propiedades (como distancia, edad, metalicidad , extinción y velocidad) se determinan más fácilmente que en el caso de estrellas aisladas. [1] Varios cúmulos abiertos, como las Pléyades , las Híades o el cúmulo Alfa Persei , son visibles a simple vista. Algunos otros, como el Cúmulo Doble , son apenas perceptibles sin instrumentos, mientras que muchos más pueden verse con binoculares o telescopios . El grupo de patos salvajes , 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. Los primeros astrónomos observaron otros cúmulos abiertos como manchas de luz borrosas y no resueltas. En su Almagesto , el astrónomo romano Ptolomeo menciona el cúmulo de Praesepe , el cúmulo doble de Perseo , el cúmulo de estrellas de Coma y el cúmulo de Ptolomeo , mientras que el astrónomo persa Al-Sufi escribió sobre el cúmulo de Omicron Velorum . [7] Sin embargo, sería necesaria la invención del telescopio para descomponer estas "nebulosas" en sus estrellas constituyentes. [8] De hecho, en 1603 Johann Bayer designó a tres de estos cúmulos como si fueran estrellas individuales. [9]
La primera persona que utilizó un telescopio para observar el cielo nocturno y registrar sus observaciones fue el científico italiano Galileo Galilei en 1609. Cuando giró el telescopio hacia algunas de las manchas nebulosas registradas por Ptolomeo, descubrió que no eran una sola estrella, sino agrupaciones de muchas estrellas. Para Praesepe encontró más de 40 estrellas. Donde anteriormente los observadores habían notado sólo entre 6 y 7 estrellas en las Pléyades, encontró casi 50. [11] En su tratado Sidereus Nuncius de 1610 , Galileo Galilei escribió: "la galaxia no es más 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 utilizar un telescopio para encontrar cúmulos abiertos no descubiertos previamente. [13] En 1654, identificó los objetos ahora designados Messier 41 , Messier 47 , NGC 2362 y NGC 2451 . [14]
Ya en 1767 se descubrió 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 como se ve de la Tierra era sólo 1 entre 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 los cometas . Este catálogo incluía 26 clusters abiertos. [9] En la década de 1790, el astrónomo inglés William Herschel comenzó un extenso estudio de los objetos celestes nebulosos. Descubrió que muchas de estas características podían resolverse en agrupaciones de estrellas individuales. Herschel concibió la idea de que las estrellas inicialmente estaban dispersas por el espacio, pero luego se agruparon como sistemas estelares debido a la atracción gravitacional. [17] Dividió las nebulosas en ocho clases, utilizándose las clases VI a VIII para clasificar los cúmulos de estrellas. [18]
El número de cúmulos conocidos siguió aumentando gracias a los esfuerzos de los astrónomos. Cientos de cúmulos abiertos se enumeraron en el Nuevo Catálogo General , publicado por primera vez en 1888 por el astrónomo danés-irlandés JLE Dreyer , y en los dos Catálogos de Índice complementarios , 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 por todo el cielo pero preferentemente hacia el centro de la Vía Láctea . [19] El otro tipo consistía en una población generalmente más escasa de estrellas con una forma más irregular. Generalmente se encontraron en o cerca del plano galáctico de la Vía Láctea. [20] [21] Los astrónomos denominaron a los primeros cúmulos globulares y a los últimos cúmulos abiertos. Debido a su ubicación, a los cúmulos abiertos se les denomina ocasionalmente cúmulos galácticos , 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 holandés-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 los cúmulos de estrellas comparten 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 muestra que los cúmulos están formados por estrellas unidas como un grupo. [1]
Los primeros diagramas color-magnitud de cúmulos abiertos fueron publicados por Ejnar Hertzsprung en 1911, dando la gráfica de los cúmulos estelares de las Pléyades y las Híades . Continuó este trabajo en 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 pudo 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 notó que los cúmulos de Híades y Praesepe tenían poblaciones estelares diferentes a las de las Pléyades. Posteriormente, esto se interpretaría como una diferencia en las edades de los tres grupos. [26]
La formación de un cúmulo abierto comienza con el colapso de parte de una nube molecular gigante , una densa y fría nube de gas y polvo que contiene hasta muchos miles de veces la masa del Sol . Estas nubes tienen densidades que varían de 10 2 a 10 6 moléculas de hidrógeno neutro por cm 3 , y la formación de estrellas ocurre en regiones con densidades superiores a 10 4 moléculas por cm 3 . Normalmente, sólo 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 alterar el equilibrio de una nube molecular gigante, provocando un colapso e iniciando el estallido de formación estelar que puede dar como resultado un cúmulo abierto. Estos incluyen ondas de choque de una supernova cercana , colisiones con otras nubes o interacciones gravitacionales. Incluso sin desencadenantes externos, las regiones de la nube pueden alcanzar condiciones en las que se vuelvan inestables frente al colapso. [28] La región de nubes en colapso sufrirá una fragmentación jerárquica en grupos cada vez más pequeños, incluida 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 que colapsa, bloqueando la vista de las protoestrellas pero permitiendo la observación infrarroja. [27] En la Vía Láctea, se estima que la tasa de formación de cúmulos abiertos es de uno cada pocos miles de años. [29]
Las más calientes y masivas de las estrellas recién formadas (conocidas como estrellas OB ) emitirán una intensa radiación ultravioleta , que ioniza constantemente el gas circundante de la nube molecular gigante, formando una región H II . Los vientos estelares y la presión de la 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 algunos millones de años, el cúmulo experimentará su primera supernova que colapsará su núcleo , lo que también expulsará gas de sus alrededores. 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 sólo entre el 30 y el 40 por ciento del gas del núcleo de la nube forma estrellas, el proceso de expulsión del gas residual es muy perjudicial para el proceso de formación estelar. Por lo tanto, todos los grupos sufren una pérdida significativa de peso infantil, 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 unidas gravitacionalmente entre sí; de lo contrario, se producirá una asociación estelar ilimitada. Incluso cuando se forma un cúmulo como las Pléyades, es posible que sólo retenga un tercio de las estrellas originales, y el resto se libera una vez que se expulsa el gas. [30] Las estrellas jóvenes 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, los cúmulos de estrellas deben considerarse como los componentes fundamentales de las galaxias. Los violentos eventos de expulsión de gas que dan forma y destruyen muchos cúmulos de estrellas en el momento de 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 de 10 4 masas solares; el cúmulo masivo Westerlund 1 se estima en 5 × 10 4 masas solares y el R136 en casi 5 x 10 5 , 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 escaso 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 riquísimos cúmulos globulares que contienen cientos de miles de estrellas ya no prevalecen en la Vía Láctea. [32]
Es común que se formen dos o más cúmulos abiertos separados 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, el seguimiento del movimiento a través del espacio de las Híades y Praesepe , dos cúmulos abiertos cercanos y prominentes, sugiere que se formaron en la misma nube hace unos 600 millones de años. [33] A veces, dos grupos nacidos al mismo tiempo formarán un grupo 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] Se conocen muchas más 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 aparezcan cerca unos de otros.
Los cúmulos abiertos van desde cúmulos muy dispersos con sólo unos pocos miembros hasta grandes aglomeraciones que contienen miles de estrellas. Por lo general, constan de un núcleo denso bastante distinto, rodeado por una "corona" más difusa de miembros del cúmulo. El núcleo suele tener entre 3 y 4 años luz de diámetro, y la corona se extiende a unos 20 años luz del centro del cúmulo. Las densidades estelares típicas en el centro de un cúmulo son aproximadamente 1,5 estrellas por año luz cúbico ; la densidad estelar cerca del Sol es de aproximadamente 0,003 estrellas por año luz cúbico. [36]
Los grupos abiertos a menudo se clasifican según un esquema desarrollado por Robert Trumpler en 1930. El esquema Trumpler da a un grupo una designación de tres partes, con un número romano del I al IV para poco a muy dispar, un número arábigo del 1 al 3 para el rango de brillo de los miembros (de pequeño a grande), y p , m o r para indicar si el cúmulo es pobre, medio o rico en estrellas. Además se añade una 'n' si el cúmulo se encuentra dentro de la nebulosidad . [37]
Según el esquema Trumpler, las Pléyades se clasifican como I3rn, las cercanas Híades se clasifican como II3m.
Hay más de 1.100 cúmulos abiertos conocidos en nuestra galaxia, pero el total real puede ser hasta diez veces mayor. [38] En las galaxias espirales , los cúmulos abiertos se encuentran en gran medida en los brazos espirales, donde las densidades de gas son más altas y por eso ocurre la mayor parte de la formación estelar, y los cúmulos generalmente se dispersan 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. [39]
En las galaxias irregulares , se pueden encontrar cúmulos abiertos por toda la galaxia, aunque su concentración es mayor donde la densidad del gas es mayor. [40] Los cúmulos abiertos no se ven en las galaxias elípticas : la formación de estrellas cesó hace muchos millones de años en las galaxias elípticas, por lo que los cúmulos abiertos que estaban originalmente presentes se han dispersado hace mucho tiempo. [41]
En la Vía Láctea, la distribución de los cúmulos depende de la edad, y los cúmulos más antiguos se encuentran preferentemente a mayores distancias del centro galáctico , generalmente a distancias sustanciales por encima o por debajo del plano galáctico . [42] 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 homólogos de las regiones exteriores. [43]
Debido a que los cúmulos abiertos tienden a dispersarse antes de que la mayoría de sus estrellas lleguen al final de su vida, la luz que emiten tiende a estar dominada por las estrellas jóvenes y calientes de color azul. 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. [ cita necesaria ]
Se ha observado que la frecuencia de estrellas dentro de los sistemas binarios es mayor dentro de los cúmulos abiertos en comparación con fuera de los cúmulos abiertos. Esto se considera una prueba de que las estrellas individuales son expulsadas de los cúmulos abiertos debido a interacciones dinámicas. [44]
Algunos cúmulos abiertos contienen estrellas azules calientes que parecen ser mucho más jóvenes que el resto del cúmulo. Estos rezagados azules también se observan en cúmulos globulares, y en los núcleos muy densos de los globulares se cree que surgen cuando las estrellas chocan, formando una estrella mucho más caliente y masiva. Sin embargo, la densidad estelar en los cúmulos abiertos es mucho menor que la de los cúmulos globulares, y las colisiones estelares no pueden explicar la cantidad de estrellas azules rezagadas observadas. En cambio, se cree que la mayoría de ellos probablemente se originan cuando las interacciones dinámicas con otras estrellas hacen que un sistema binario se fusione en una sola estrella. [45]
Una vez que han agotado su suministro de hidrógeno mediante la fusión nuclear , las estrellas de masa media a baja se desprenden de sus capas exteriores para formar una nebulosa planetaria y evolucionar hacia enanas blancas . Si bien la mayoría de los cúmulos se dispersan antes de que una gran proporción de sus miembros hayan alcanzado la etapa de enana blanca, el número de enanas blancas en cúmulos abiertos sigue siendo generalmente mucho menor de lo que se esperaría, dada la edad del cúmulo y la distribución masiva inicial esperada de las estrellas. Una posible explicación a 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 una 'patada' de unos pocos kilómetros por segundo , suficiente para expulsarlo del cluster. [46]
Debido a su alta densidad, son comunes los encuentros cercanos entre estrellas en un cúmulo abierto. [ cita necesaria ] Para un cúmulo típico con 1000 estrellas con un radio de media masa de 0,5 pársec, en promedio una estrella tendrá un encuentro con otro miembro cada 10 millones de años. La tasa es aún mayor en los grupos más densos. Estos encuentros pueden tener un impacto significativo en los discos circunestelares extendidos de material que rodean a muchas estrellas jóvenes. Las perturbaciones de marea de discos grandes pueden dar lugar a la formación de planetas masivos y enanas marrones , produciendo compañeros a distancias de 100 AU o más de la estrella anfitriona. [47]
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 constituyen. Estos grupos se dispersarán rápidamente en unos pocos millones de años. En muchos casos, la extracción del gas del que se formó el cúmulo por la presión de radiación de las estrellas jóvenes calientes reduce la masa del cúmulo lo suficiente como para permitir una rápida dispersión. [48]
Los cúmulos que tienen suficiente masa para unirse gravitacionalmente una vez que la nebulosa circundante se ha evaporado pueden permanecer distintos durante muchas 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 grupo. [49]
Externamente, aproximadamente cada quinientos millones de años, un cúmulo abierto tiende a verse perturbado por factores externos, como pasar cerca de una nube molecular o a través de ella. Las fuerzas de marea gravitacionales generadas por tal encuentro tienden a alterar el cúmulo. Con el tiempo, el cúmulo se convierte en una corriente de estrellas, no lo suficientemente cercanas como para ser un cúmulo, pero todas relacionadas y moviéndose en direcciones similares a velocidades similares. La escala de tiempo durante la cual un cúmulo se altera depende de su densidad estelar inicial, y los cúmulos más compactos persisten durante más tiempo. La vida media estimada de los cúmulos , después de la cual se habrá perdido la mitad de los miembros originales del cúmulo, oscila entre 150 y 800 millones de años, dependiendo de la densidad original. [49]
Después de que un cúmulo se haya liberado gravitacionalmente, muchas de las estrellas que lo constituyen seguirán moviéndose a través del espacio en trayectorias similares, en lo que se conoce como asociación estelar , cúmulo en movimiento o grupo en movimiento . Varias de las estrellas más brillantes del ' Arado ' de la Osa Mayor son antiguos miembros de un cúmulo abierto que ahora forma dicha asociación, en este caso, el Grupo Móvil de la Osa Mayor . [50] Con el tiempo, sus velocidades relativas ligeramente diferentes los verán dispersos por toda la galaxia. Un cúmulo más grande se conoce entonces como corriente, si descubrimos velocidades y edades similares de estrellas que de otro modo estarían bien separadas. [51] [52]
Cuando se traza un diagrama de Hertzsprung-Russell para un cúmulo abierto, la mayoría de las estrellas se encuentran en la secuencia principal . [53] Las estrellas más masivas han comenzado a evolucionar alejándose de la secuencia principal y se están convirtiendo en gigantes rojas ; la posición del desvío de la secuencia principal se puede utilizar para estimar la edad del grupo. [54]
Debido a que todas las estrellas de un cúmulo abierto están aproximadamente a la misma distancia de la Tierra y nacieron aproximadamente 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. [53] Esto hace que los cúmulos abiertos sean muy útiles en el estudio de la evolución estelar, porque al comparar una estrella con otra, muchos de los parámetros variables son fijos. [54]
El estudio de la abundancia de litio y berilio en cúmulos estelares abiertos puede dar pistas importantes sobre la evolución de las estrellas y sus estructuras interiores. Mientras que los núcleos de hidrógeno no pueden fusionarse para formar helio hasta que la temperatura alcanza unos 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 cuánta mezcla se produce en el interior de las estrellas. Al estudiar su abundancia en cúmulos de estrellas abiertos, se fijan variables como la edad y la composición química. [55]
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 aún no se comprende del todo el motivo de esta falta de abundancia, una posibilidad es que la convección en el interior de las estrellas pueda "sobrepasarse" hacia regiones donde la radiación es normalmente el modo dominante de transporte de energía. [55]
Determinar las distancias a los objetos astronómicos es crucial para comprenderlos, pero la gran mayoría de los objetos están demasiado lejos para poder determinar directamente sus distancias. 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 se pueden medir directamente, con objetos cada vez más distantes. [56] Los cúmulos abiertos son un paso crucial en esta secuencia.
Se puede medir la distancia de los cúmulos abiertos más cercanos directamente mediante uno de dos métodos. En primer lugar, se puede medir el paralaje (el pequeño cambio en la posición aparente en el transcurso de un año causado por el movimiento de la Tierra de un lado al otro de su órbita alrededor del Sol) de las estrellas en cúmulos abiertos cercanos, al igual que otras estrellas individuales. Cúmulos como las Pléyades, las Híades y algunos otros situados a unos 500 años luz están lo suficientemente cerca para que este método sea viable, y los resultados del satélite de medición de posición Hipparcos arrojaron distancias precisas para varios cúmulos. [57] [58]
El otro método directo es el llamado método de grupo móvil . Esto se basa en el hecho de que las estrellas de un cúmulo comparten un movimiento común a través del espacio. Medir los movimientos propios de los miembros del cúmulo y trazar sus movimientos aparentes a través del cielo 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 desde el cúmulo hasta 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 . [59]
Una vez que se han establecido las distancias a los cúmulos cercanos, otras técnicas pueden ampliar la escala de distancias a cúmulos más distantes. Al hacer coincidir la secuencia principal del 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 el de las Híades: la asociación estelar que consta de la mayoría de las estrellas Plough está aproximadamente a la mitad de la distancia de las Híades, pero es una asociación estelar en lugar de un cúmulo abierto, ya que las estrellas no están unidas gravitacionalmente entre sí. El cúmulo abierto más distante conocido en nuestra galaxia es Berkeley 29, a una distancia de unos 15.000 pársecs. [60] Los cúmulos abiertos, especialmente los súper cúmulos de estrellas , también se detectan fácilmente en muchas de las galaxias del Grupo Local y cercanas: por ejemplo, NGC 346 y las 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 cefeidas , lo que permite utilizarlas como velas estándar . Estas estrellas luminosas se pueden detectar a grandes distancias y luego se utilizan para ampliar la escala de distancias a galaxias cercanas del Grupo Local. [61] De hecho, el cúmulo abierto denominado NGC 7790 alberga tres cefeidas clásicas . [62] [63] Las variables de RR Lyrae son demasiado antiguas para asociarse con cúmulos abiertos y, en cambio, se encuentran en cúmulos globulares .
Las estrellas de cúmulos abiertos pueden albergar exoplanetas, al igual que las estrellas fuera de cúmulos abiertos. 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 Beehive Cluster . [64]
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