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 galaxia de la Vía Láctea , y se cree que existen muchos más. [1] Cada uno está unido de forma vaga por la atracción gravitatoria mutua y se ve alterado 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 a través de encuentros cercanos internos y una dispersión en 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 gravitatoria más fuerte sobre sus miembros y pueden sobrevivir durante más tiempo. Los cúmulos abiertos se han encontrado solo 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. Por lo general, alrededor del 10% de la masa de una nube de gas se fusionará para formar estrellas antes de que la presión de radiación aleje al resto del gas.
Los cúmulos abiertos son objetos clave en el estudio de la evolución estelar . Debido a que los miembros del cúmulo tienen una edad y composición química similares , sus propiedades (como la distancia, la edad, la metalicidad , la extinción y la velocidad) se determinan más fácilmente que en el caso de las estrellas aisladas. [1] Varios cúmulos abiertos, como las Pléyades , las Híades y el cúmulo Alfa Persei , son visibles a simple vista. Algunos otros, como el Cúmulo Doble , son apenas perceptibles sin instrumentos, mientras que muchos más se pueden ver utilizando 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 parches difusos de luz no resueltos. 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 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 que utilizó 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 eran una sola estrella, sino agrupaciones de muchas estrellas. En el caso de Praesepe, encontró más de 40 estrellas. Donde antes los observadores habían notado solo 6 o 7 estrellas en las Pléyades, él encontró casi 50. [11] En su tratado Sidereus Nuncius de 1610 , 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 designados Messier 41 , Messier 47 , NGC 2362 y NGC 2451. [ 14]
Ya en 1767 se descubrió que las estrellas de un cúmulo estaban relacionadas físicamente, [15] cuando el naturalista inglés reverendo John Michell calculó que la probabilidad de que 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 los cometas . Este catálogo incluía 26 cúmulos abiertos. [9] En la década de 1790, el astrónomo inglés William Herschel comenzó un estudio extenso 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 estaban inicialmente dispersas por el espacio, pero luego se agruparon formando 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 enumerados en el Nuevo Catálogo General , publicado por primera vez en 1888 por el astrónomo danés-irlandés JLE Dreyer , y en los dos Catálogos 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 en todo el cielo, pero preferentemente hacia el centro de la Vía Láctea . [19] El otro tipo consistía en una población generalmente más dispersa de estrellas en una forma más irregular. Estas se encontraban generalmente en el plano galáctico de la Vía Láctea o cerca de él . [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]
El astrónomo alemán E. Schönfeld realizó mediciones micrométricas de las posiciones de las estrellas en los cúmulos en 1877 y el astrónomo estadounidense EE Barnard las continuó realizando 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 hizo 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, era más probable que fueran miembros del cúmulo. [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 de color-magnitud de cúmulos abiertos fueron publicados por Ejnar Hertzsprung en 1911, dando la gráfica 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 pudo estimar que la masa total de estos objetos no excedía 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 las Híades y Praesepe tenían poblaciones estelares diferentes a las de las Pléyades. Esto posteriormente se interpretaría 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 densa y fría de gas y polvo que contiene hasta 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, solo entre el 1 y el 10 % de la nube en volumen 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, desencadenando un colapso e iniciando el estallido 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 que colapsa sufrirá una fragmentación jerárquica en cúmulos cada vez más pequeños, incluida una forma particularmente densa conocida como nubes oscuras infrarrojas , que eventualmente conducirá a la formación de hasta varios miles de estrellas. Esta formación estelar comienza envuelta en la nube que colapsa, bloqueando las protoestrellas de la vista pero permitiendo la observación infrarroja. [27] En la galaxia de la Vía Láctea, se estima que la tasa de formación de cúmulos abiertos es de uno cada varios miles de años. [29]
Las estrellas más calientes y masivas de las nuevas estrellas formadas (conocidas como estrellas OB ) emitirán una intensa radiación ultravioleta , que ionizará de forma constante 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 inmediaciones. En la mayoría de los casos, estos procesos despojarán al cúmulo de gas en un plazo de diez millones de años, y no se producirá ninguna otra formación estelar. Aun así, aproximadamente la mitad de los objetos protoestelares resultantes quedarán rodeados de 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 de gas residual es muy perjudicial para el proceso de formación estelar. Todos los cúmulos sufren así una pérdida de peso infantil 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 sólo 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.
Dado que la mayoría de las estrellas, si no todas, se forman en cúmulos, estos últimos deben considerarse los bloques fundamentales de construcción de las galaxias. Los violentos eventos de expulsión de gas que dan forma y destruyen muchos cúmulos estelares al nacer 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, y se estima que el cúmulo masivo Westerlund 1 tiene 5 × 10 4 masas solares y el R136 casi 5 x 10 5 , algo típico de los cúmulos globulares. [27] Aunque 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 a través del 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 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, rastrear el movimiento a través del espacio de las Híades y Praesepe , dos cúmulos abiertos prominentes cercanos, 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] Una nueva investigación indica que M25 , que alberga a las Cefeidas, puede constituir un cúmulo estelar ternario junto con NGC 6716 y Collinder 394. [35] Se conocen muchos más cúmulos binarios en las Nubes Pequeña y Grande de Magallanes; 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 varían desde cúmulos muy dispersos con sólo unos pocos miembros hasta grandes aglomeraciones que contienen miles de estrellas. Por lo general, consisten en un núcleo denso bastante distintivo, rodeado por una "corona" más difusa de miembros del cúmulo. El núcleo suele tener unos 3-4 años luz de diámetro, y la corona se extiende hasta unos 20 años luz desde el centro del cúmulo. Las densidades estelares típicas en el centro de un cúmulo son de alrededor de 1,5 estrellas por año luz cúbico ; la densidad estelar cerca del Sol es de alrededor de 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 cada cúmulo una designación de tres partes: un número romano del I al IV para los poco o muy dispares, 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. 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 Híades cercanas 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 que eso. [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, ocurre la mayor parte de la formación estelar, y los cúmulos generalmente se dispersan antes de que hayan 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 aproximadamente 180 años luz, en comparación con un radio galáctico de aproximadamente 50.000 años luz. [40]
En las galaxias irregulares , se pueden encontrar cúmulos abiertos por toda la galaxia, aunque su concentración es mayor donde la densidad de gas es mayor. [41] Los cúmulos abiertos no se ven en galaxias elípticas : la formación de estrellas cesó hace muchos millones de años en las elípticas, por lo que los cúmulos abiertos que estaban presentes originalmente se han dispersado hace mucho tiempo. [42]
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 . [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 joven que sus contrapartes en las regiones externas. [44]
Como los cúmulos abiertos tienden a dispersarse antes de que la mayoría de sus estrellas lleguen al final de sus vidas, la luz que emiten suele estar dominada por las estrellas azules jóvenes y calientes. Estas estrellas son las más masivas y tienen las vidas más cortas, 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 los sistemas estelares binarios es mayor dentro de los cúmulos abiertos que fuera de ellos. Esto se considera una prueba 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 los cúmulos globulares 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 han agotado su suministro de hidrógeno a través de la fusión nuclear , las estrellas de masa media a baja se despojan de sus capas externas para formar una nebulosa planetaria y evolucionan hacia enanas blancas . Si bien la mayoría de los cúmulos se dispersan antes de que una gran proporción de sus miembros haya 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 de masa inicial esperada de las estrellas. Una posible explicación para la falta de enanas blancas es que cuando una gigante roja expulsa sus capas externas 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 expulsarla del cúmulo. [48]
Debido a su alta densidad, los encuentros cercanos entre estrellas en un cúmulo abierto son comunes. [ cita requerida ] Para un cúmulo típico con 1000 estrellas con un radio de media masa de 0,5 parsec, en promedio una estrella tendrá un encuentro con otro miembro cada 10 millones de años. La tasa es incluso mayor en cúmulos 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 grandes discos pueden resultar en la formación de planetas masivos y enanas marrones , produciendo compañeros a distancias de 100 UA o más de la estrella anfitriona. [49]
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 eliminación del gas del que está formado el cúmulo por la presión de radiación de las estrellas jóvenes y calientes reduce la masa del cúmulo lo suficiente como para permitir una rápida dispersión. [50]
Los cúmulos que tienen suficiente masa para estar unidos gravitacionalmente una vez que la nebulosa circundante se ha evaporado pueden permanecer separados durante muchas decenas de millones de años, pero, con el tiempo, los procesos internos y externos también tienden a dispersarlos. En el plano interno, 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. [51]
Externamente, aproximadamente cada 500 millones de años, un cúmulo abierto tiende a ser perturbado por factores externos, como pasar cerca o a través de una nube molecular. Las fuerzas de marea gravitatoria generadas por un encuentro de este tipo tienden a perturbar 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 similares a velocidades similares. La escala de tiempo en la que un cúmulo se perturba depende de su densidad estelar inicial, y los cúmulos más compactos persisten durante más tiempo. La semivida estimada de los cúmulos , después de la cual se habrán perdido la mitad de los miembros originales del cúmulo, varía entre 150 y 800 millones de años, dependiendo de la densidad original. [51]
Una vez que un cúmulo se ha desligado gravitacionalmente, muchas de sus estrellas constituyentes seguirán moviéndose a través del espacio en trayectorias similares, en lo que se conoce como asociación estelar , cúmulo móvil o grupo móvil . Varias de las estrellas más brillantes del " arado " de la Osa Mayor son antiguos miembros de un cúmulo abierto que ahora forma una asociación de este tipo, en este caso el Grupo Móvil de la Osa Mayor . [52] Con el tiempo, sus velocidades relativas ligeramente diferentes las verán dispersas por toda la galaxia. Un cúmulo más grande se conoce entonces como corriente, si descubrimos que las velocidades y edades de estrellas que de otro modo estarían bien separadas son similares. [53] [54]
Cuando se traza un diagrama de Hertzsprung-Russell para un cúmulo abierto, la mayoría de las estrellas se encuentran en la secuencia principal . [55] 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 salida de la secuencia principal se puede utilizar para estimar la edad del cúmulo. [56]
Debido a que las estrellas en un cúmulo abierto están todas 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. [55] 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. [56]
El estudio de las abundancias de litio y berilio en estrellas de cúmulos abiertos puede proporcionar pistas importantes sobre la evolución de las estrellas y sus estructuras internas. 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 sus abundancias dependen en gran medida de cuánta mezcla se produce en el interior de las estrellas. A través del estudio de sus abundancias en estrellas de cúmulos abiertos, se pueden fijar variables como la edad y la composición química. [57]
Los estudios han demostrado que la abundancia de estos elementos ligeros es mucho menor que la predicha por los modelos de evolución estelar. Si bien aún no se comprende por completo la razón de esta baja abundancia, una posibilidad es que la convección en el interior de las estrellas pueda "desbordarse" hacia regiones donde la radiación es normalmente el modo dominante de transporte de energía. [57]
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 se puedan determinar 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 se pueden medir directamente, con objetos cada vez más distantes. [58] Los cúmulos abiertos son un paso crucial en esta secuencia.
Los cúmulos abiertos más cercanos pueden medirse directamente con uno de dos métodos. En primer lugar, 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 otras estrellas individuales. Cúmulos como las Pléyades, las Híades y algunos otros a unos 500 años luz de distancia 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. [59] [60]
El otro método directo es el llamado método de cúmulos móviles . Este 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 parsecs . [61]
Una vez que se han establecido las distancias a los cúmulos cercanos, otras técnicas pueden extender la escala de distancia a cúmulos más distantes. Al hacer coincidir 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 las Híades: La asociación estelar que consiste en la mayoría de las estrellas Plough está a aproximadamente 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 conocido más distante en nuestra galaxia es Berkeley 29, a una distancia de aproximadamente 15.000 parsecs. [62] 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 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 estrellas Cefeidas , lo que permite utilizarlas como velas estándar . Estas estrellas luminosas pueden detectarse a grandes distancias y luego se utilizan para extender la escala de distancia a las galaxias cercanas en el Grupo Local. [63] De hecho, el cúmulo abierto designado NGC 7790 alberga tres Cefeidas clásicas . [64] [65] Las variables RR Lyrae son demasiado antiguas para asociarse con cúmulos abiertos y, en cambio, se encuentran en cúmulos globulares .
Las estrellas de los cúmulos abiertos pueden albergar exoplanetas, al igual que las estrellas que se encuentran 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 de la Colmena . [66]
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