El cúmulo abierto
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Un cúmulo abierto es un grupo de hasta unos pocos miles de estrellas que se formaron a partir de la misma nube molecular gigante y tiene más o menos la misma edad. Más de 1.100 cúmulos abiertos se han descubierto dentro de la Vía Láctea , y muchos más se cree que existe. Ellos están más o menos ligados entre sí por mutuo atracción gravitacional y se convierten en perturbadas por encuentros cercanos con otros cúmulos y nubes de gas que orbitan el centro de la galaxia, dando lugar a una migración al cuerpo principal de la galaxia, así como una pérdida de miembros de clúster a través de encuentros cercanos internos. Los cúmulos abiertos generalmente sobreviven unos pocos cientos de millones de años. Por el contrario, los más masivos cúmulos globulares de estrellas ejercen una atracción gravitacional más fuerte en sus miembros, y pueden sobrevivir durante muchos miles de millones de años. Los cúmulos abiertos se han encontrado sólo en espiral y galaxias irregulares, en el que activa formación estelar está ocurriendo.
Cúmulos abiertos jóvenes todavía pueden estar contenidos dentro de la nube molecular de la que se formaron, iluminándola para crear una región de H II . Con el tiempo, la presión de radiación de la agrupación se dispersará la nube molecular. Típicamente, aproximadamente 10% de la masa de una nube de gas antes de unirse en estrellas presión de la radiación conduce el resto del gas de distancia.
Los cúmulos abiertos son objetos clave en el estudio de la evolución estelar. Debido a que los miembros de la agrupación son de la misma edad y composición química , los efectos de otras propiedades estelares se determinan con más facilidad de lo que son para las estrellas aisladas. Un número de cúmulos abiertos, como el Pleiades , Hyades o la Alfa Persei Cluster son visibles a simple vista. Algunos otros, tales como la Doble Cluster, son apenas perceptibles sin instrumentos, mientras que muchos más se pueden ver usando binoculares o telescopios . La Racimo del pato salvaje, M11, es un ejemplo.
Observaciones históricas
Los prominentes Pléyades cúmulo abierto ha sido reconocido como un grupo de estrellas desde la antigüedad, mientras que el Hyades forma parte de Tauro, una de las constelaciones más antiguas. Otros cúmulos abiertos fueron observados por los astrónomos tempranos como parches difusos no resueltos de la luz. El astrónomo romano Ptolomeo menciona la Pesebre, la Racimo doble en Perseo, y la Ptolomeo Cluster, mientras el astrónomo persa Al-Sufi escribió sobre la Clúster Omicron Velorum. Sin embargo, se requeriría de la invención del telescopio para resolver estas nebulosas en sus estrellas constituyentes. De hecho, en 1603 Johann Bayer dio tres de estos grupos denominaciones como si fueran estrellas individuales.
La primera persona en utilizar un telescopio para observar el cielo nocturno y registrar sus observaciones fue el científico italiano Galileo Galilei en 1609. Cuando se volvió el telescopio hacia algunas de las manchas nebulosas registrados por Ptolomeo, encontró que no eran una sola estrella, pero agrupaciones de muchas estrellas. Para el Pesebre, encontró más de 40 estrellas. Mientras que antes los observadores habían observado sólo 6-7 estrellas en las Pléyades, que se encuentra casi 50. En su tratado 1610 Sidereus Nuncius, Galileo Galilei escribió, "la galaxia no es más que una masa de innumerables estrellas plantados juntos en grupos." Influido por la obra de Galileo, el astrónomo siciliano Giovanni Hodierna convirtió posiblemente el primer astrónomo en utilizar un telescopio para encontrar cúmulos abiertos anteriormente desconocidos. En 1654, identificó los objetos ahora designados Messier 41, Messier 47, NGC 2362 y NGC 2451.
Fue realizado ya en 1767 que las estrellas en una racimos estaban relacionados físicamente, cuando el naturalista Inglés Reverendo John Michell calculó que la probabilidad de que incluso hay un solo grupo de estrellas como las Pléyades son el resultado de una posibilidad de alineación como se ve desde la Tierra era sólo 1 en 496.000. Entre 1774-1781, el astrónomo francés Charles Messier publicó un catálogo de objetos celestes que tenían un aspecto nebuloso similar a los cometas . Este catálogo incluye 26 cúmulos abiertos. En la década de 1790, el astrónomo Inglés William Herschel comenzó un amplio estudio de objetos celestes nebulosos. Él descubrió que muchas de estas características podrían resolverse en agrupaciones de estrellas individuales. Herschel concibió la idea de que las estrellas estaban dispersos inicialmente a través del espacio, pero más tarde llegó a ser agrupados juntos como sistemas estelares debido a la atracción gravitatoria. Dividió las nebulosas en ocho clases, con clases VI a VIII se utilizan para clasificar los racimos de estrellas.
El número de grupos conocidos siguió aumentando en virtud de los esfuerzos de los astrónomos. Cientos de cúmulos abiertos se enumeran en el Nuevo Catálogo General, publicado por primera vez en 1888 por el astrónomo danés-irlandesa JLE Dreyer, y los dos suplementario Índice de Catálogos, publicados en 1896 y 1905. Las observaciones telescópicas revelaron dos tipos distintos de grupos, uno de los cuales contenía miles de estrellas en una distribución esférica regular y se encuentran en todo el cielo, pero preferentemente hacia el centro de la Vía Láctea . El otro tipo consistía en una población general sparser de las estrellas en una forma más irregular. Estos se encuentran generalmente en o cerca de la plano galáctico de la Vía Láctea. Los astrónomos llamaron los antiguos cúmulos globulares , y los cúmulos abiertos último. Debido a su ubicación, los cúmulos abiertos se refieren en ocasiones a grupos como galácticos, un término que fue introducida en 1925 por el astrónomo suizo-americano Robert Julius Trumpler.
Mediciones micrométricas de las posiciones de las estrellas en los cúmulos se hicieron ya en 1877 por el astrónomo alemán E. Schönfeld y perseguido aún más por el astrónomo estadounidense EE Barnard antes de su muerte en 1923. No se indica el movimiento estelar fue detectada por estos esfuerzos. Sin embargo, en 1918 el astrónomo holandés-americano Adriaan van Maanen fue capaz de medir el movimiento propio de las estrellas en la parte del cúmulo de las Pléyades al comparar placas fotográficas tomadas en diferentes momentos. Como astrometría se hizo más precisa, se encontraron estrellas del cúmulo de compartir una común movimiento propio a través del espacio. Mediante la comparación de las placas fotográficas del cúmulo de las Pléyades tomada en 1918 con imágenes tomadas en 1943, van Maanen fue capaz de identificar aquellas estrellas que tuvieron un movimiento propio similar al movimiento medio del clúster, y eran, por tanto, más propensos a ser miembros. Las mediciones espectroscópicas revelaron común velocidades radiales, lo cual demuestra que los grupos se componen de estrellas unidas como grupo.
La primera diagramas color-magnitud de cúmulos abiertos fueron publicadas por Ejnar Hertzsprung en 1911, dando a la parcela para la Pléyades y Cúmulos de estrellas Hyades. Él continuó este trabajo sobre cúmulos abiertos durante los próximos veinte años. A partir de los datos espectroscópicos, él fue capaz de determinar el límite superior de movimientos internos de los cúmulos abiertos, y podría estimar que la masa total de estos objetos no excedió varios cientos de veces la masa del Sol Él demostró una relación entre los colores de las estrellas y sus magnitudes, y en 1929 se dio cuenta de que las Híades y Racimos Praesepe tenían diferentes poblaciones estelares que las Pléyades. Esto posteriormente se interpretaría como una diferencia en las edades de los tres grupos.
Formación
La formación de un cúmulo abierto comienza con el colapso de parte de un nube molecular gigante, una densa nube fría de gas y polvo que contiene hasta miles de veces los masa del Sol Estas nubes tienen densidades que varían desde 02 10 hasta junio 10 moléculas de hidrógeno neutro por cm 3, con la formación estelar ocurre en las regiones con densidades superiores a 10 4 moléculas por cm3. Normalmente, sólo el 1-10% de la nube en volumen está por encima de este último densidad. Antes del colapso, estas nubes mantienen su equilibrio mecánico a través de campos magnéticos, turbulencia y rotación.
Hay muchos factores que pueden alterar el equilibrio de una nube molecular gigante, lo que provocó un colapso e iniciar el estallido de formación estelar que puede resultar en un cúmulo abierto. Estos incluyen ondas de choque de una cercana supernova , las colisiones con otras nubes o interacciones gravitacionales. Incluso sin desencadenantes externos, las regiones de la nube pueden alcanzar condiciones donde se convierten en inestable contra el colapso. La región nube colapsante se someterá a la fragmentación jerárquica en cúmulos cada vez más pequeños, incluyendo una forma particularmente denso conocido como nubes oscuras infrarrojos, que finalmente llevan a la formación de hasta varios miles de estrellas. Esta formación estelar comienza envuelto en la nube colapse, el bloqueo de las protoestrellas de la vista, pero permitiendo la observación infrarroja. En la Vía Láctea, se estima que la tasa de formación de cúmulos abiertos a ser uno cada pocos miles de años.
El más caliente y más masiva de las estrellas recién formadas (conocido como Estrellas OB) emiten intensa radiación ultravioleta que ioniza el gas circundante de manera constante de la nube molecular gigante, formando una región H II . Los vientos estelares y presión de radiación de las estrellas masivas empieza a alejar el gas ionizado caliente a una velocidad de juego la velocidad del sonido en el gas. Después de unos pocos millones de años, el grupo va a experimentar su primer supernovas de colapso de núcleo, que también expulsar gas desde la proximidad. En la mayoría de los casos, estos procesos se tira el cúmulo de gas dentro de los diez millones de años y sin formación de estrellas más se llevarán a cabo. Sin embargo, aproximadamente la mitad de los objetos protoestelares resultantes serán dejados rodeado discos circunestelares, muchas de las cuales forman los discos de acreción.
Como sólo el 30 al 40 por ciento del gas en las formas básicas nube de estrellas, el proceso de expulsión de gas residual es muy perjudicial para el proceso de formación de estrellas. Así, todos los grupos sufren una pérdida significativa de peso del bebé, mientras que una gran fracción someterse mortalidad infantil. En este punto, la formación de un cúmulo abierto dependerá de si las estrellas recién formadas están gravitacionalmente unidos el uno al otro; de lo contrario un sin consolidar resultará asociación estelar. Incluso cuando un grupo como las Pléyades se forma, sólo puede aferrarse a una tercera parte de las estrellas originales, y el resto convertirse desatado una vez que se expulsa el gas. Las jóvenes estrellas tan liberados de su grupo natal se convierten en parte de la población de campo Galáctica.
Debido a que la mayoría, si no todas las estrellas forman agrupado, cúmulos de estrellas son para ser vistos de los bloques fundamentales de construcción de galaxias. Los eventos de gas-expulsión violenta que forma y destruyen muchos cúmulos de estrellas en el nacimiento dejan su huella en las estructuras morfológicas y cinemáticas de las galaxias. La mayoría de los cúmulos abiertos se forman con al menos 100 estrellas y una masa de 50 o más masas solares. Los grupos más grandes pueden tener 10 4 masas solares, con el cúmulo masivo Westerlund 1 se estima en 5 × 10 4 masas solares; cercana a la de un racimo globular. Mientras que los cúmulos abiertos y cúmulos globulares forman dos grupos bastante distintos, puede que no haya una gran diferencia en la apariencia entre un cúmulo globular muy escaso y un cúmulo abierto muy rico. Algunos astrónomos creen que los dos tipos de cúmulos de estrellas se forman a través del mismo mecanismo básico, con la diferencia de que las condiciones que permitieron la formación de los muy ricos cúmulos globulares contienen cientos de miles de estrellas ya no prevalecen en la Vía Láctea.
Es común para dos o más cúmulos abiertos se separan para formar de la misma nube molecular. En el Gran Nube de Magallanes, tanto Hodge 301 y R136 están formando a partir de los gases de la Nebulosa de la Tarántula, mientras que en nuestra propia galaxia, rastreando el movimiento a través del espacio de la Hyades y Praesepe, dos racimos abiertos cercanos prominentes, sugiere que se formaron en la misma nube hace unos 600 millones de años. A veces, dos grupos nacidos al mismo tiempo formarán un grupo binario. El ejemplo más conocido en la Vía Láctea es la Doble Cluster de NGC 869 y NGC 884 (a veces equivocadamente llamado hy χ Persei; h se refiere a una estrella vecina y χ para ambos grupos), pero por lo menos 10 más racimos dobles se sabe que existen. Muchos más son conocidos en la Pequeñas y Grandes Nubes de Magallanes-que son más fáciles de detectar en sistemas externos que en nuestra propia galaxia, porque efectos de proyección pueden causar grupos no relacionados dentro de la Vía Láctea que aparezcan cerca uno del otro.
Morfología y clasificación
Los cúmulos abiertos van desde grupos muy dispersos, con sólo unos pocos miembros hasta grandes aglomeraciones que contienen miles de estrellas. Se componen de un núcleo muy denso distinto, rodeado de una "corona" más difusa de los miembros del clúster. El núcleo es típicamente alrededor de 3 a 4 años luz de diámetro, con la corona que se extiende a unos 20 años luz del centro del cúmulo. Las densidades típicas estrellas en el centro de un grupo son alrededor de 1,5 estrellas por año luz cúbico; la densidad estelar cerca del Sol es de unos 0.003 estrellas por año luz cúbico.
Los cúmulos abiertos son a menudo clasificados de acuerdo a un plan elaborado por Robert Trumpler en 1930. El esquema de Trumpler da un racimo una designación de tres partes, con un número romano de la I-IV indica su concentración y desapego del campo de estrellas que rodea (de fuerte a débil concentrado), un número arábigo de 1 a 3 que indica el rango en el brillo de los miembros (de menor a mayor rango), y p, m o r para indicación de si el grupo es pobre, media o rica en estrellas. Un 'n' se añade si el clúster se encuentra dentro nebulosidad.
Bajo el esquema de Trumpler, las Pléyades se clasifican como I3rn (fuertemente concentrada y ricamente poblado de nebulosidad presente), mientras que las Híades cercanas están clasificados como II3m (más dispersa, y con menor número de miembros).
Números y distribución
Hay más de 1.000 cúmulos abiertos conocidos en nuestra galaxia, pero la cifra real puede ser hasta diez veces mayor que eso. En galaxias espirales, cúmulos abiertos se encuentran en gran medida en los brazos espirales donde la densidad de gas son más altos y la formación de lo que la mayoría de estrellas se produce, y racimos generalmente dispersar antes de haber tenido tiempo para viajar más allá de su brazo espiral. Los cúmulos abiertos están fuertemente concentradas cerca del plano galáctico, con un altura de escala en nuestra galaxia de unos 180 años luz, en comparación con un radio galáctico de aproximadamente 100.000 años luz.
En galaxias irregulares, cúmulos abiertos se pueden encontrar por toda la galaxia, aunque su concentración es más alta que la densidad del gas es más alto. Los cúmulos abiertos no se ven en galaxias elípticas: formación estelar dejado muchos millones de años atrás en las elípticas, por lo que los cúmulos abiertos que eran originalmente presente hace tiempo que dispersa.
En nuestra galaxia, la distribución de los grupos depende de la edad, con grupos de más edad que se encuentran preferentemente en distancias mayores del centro de la galaxia, en general, a distancias considerables por encima o por debajo de la plano galáctico. Las fuerzas de marea son más fuertes más cerca del centro de la galaxia, el aumento de la tasa de interrupción de las agrupaciones, y también de las nubes moleculares gigantes que hacen que la interrupción de las agrupaciones se concentran hacia las regiones interiores de la galaxia, por lo que las agrupaciones en las regiones interiores de la galaxia tienden a quedar dispersa a una edad menor que sus contrapartes en las regiones exteriores.
Composición estelar
Debido a que los cúmulos abiertos tienden a dispersarse antes de la mayoría de sus estrellas llegan al final de sus vidas, la luz de ellos tiende a estar dominado por las jóvenes estrellas azules calientes. Estas estrellas son las más masivas, y tienen la vida más cortos de unas pocas decenas de millones de años. Los cúmulos abiertos mayores tienden a contener más estrellas amarillas.
Algunos cúmulos abiertos contienen estrellas azules calientes que parecen ser mucho más joven que el resto del grupo. Estos rezagadas azules se observan también en los cúmulos globulares, y en los muy densos núcleos de los cúmulos globulares se cree que surgen cuando las estrellas chocan, formando una mucho más caliente, la estrella más masiva. Sin embargo, la densidad estelar en cúmulos abiertos es mucho menor que en los cúmulos globulares, y las colisiones estelares no puede explicar el número de rezagados azul observados. En lugar de ello, se piensa que la mayoría de ellos probablemente se originan cuando las interacciones dinámicas con otras estrellas causan un sistema binario a unirse en una estrella.
Una vez que han agotado su suministro de hidrógeno a través de la fusión nuclear, medio a las estrellas de baja masa se despojan de sus capas externas para formar una nebulosa planetaria y convertirse en enanas blancas . Mientras que la mayoría de grupos se dispersan antes de una gran proporción de sus miembros han llegado a la etapa de enana blanca, el número de enanas blancas en cúmulos abiertos en general sigue siendo muy inferior a lo que cabría esperar, dada la edad del cúmulo y la distribución de la masa inicial prevista de las estrellas. Una posible explicación de la falta de las 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 daré la estrella de un "retroceso" de unos pocos kilometros por segundo, lo suficiente para expulsarla de la agrupación.
Debido a su alta densidad, encuentros cercanos entre las estrellas en un cúmulo abierto son comunes. Para un clúster típico con 1000 estrellas con una masa media radio parsec 0.5, en promedio una estrella tendrá un encuentro con otro miembro de cada 10 millones de años. La tasa es aún mayor en racimos densos. Estos encuentros pueden tener un impacto significativo en los discos circunestelares prolongados de material que rodean muchas estrellas jóvenes. Perturbaciones de marea de discos de gran tamaño pueden dar lugar a la formación de planetas masivos y Las enanas marrones, produciendo compañeros en las distancias de 100 AU o más de la estrella anfitriona.
Destino eventual
Muchos cúmulos abiertos son inherentemente inestables, con una pequeña masa suficiente como para que la velocidad de escape del sistema es menor que el promedio de velocidad de las estrellas constituyentes. Estos grupos se dispersan rápidamente dentro de unos pocos millones de años. En muchos casos, el despojo del gas desde el que el grupo formado por la presión de radiación de las estrellas jóvenes calientes reduce la masa del cúmulo suficiente para permitir la dispersión rápida.
Las agrupaciones que tienen suficiente masa para ser unidas gravitacionalmente una vez que la nebulosa circundante se ha evaporado puede permanecer distinto para muchas decenas de millones de años, pero con el tiempo los procesos internos y externos tienden también para dispersarlos. Internamente, los encuentros cercanos entre las estrellas pueden aumentar la velocidad de un miembro más allá de la velocidad de escape de la agrupación. Esto resulta en la 'evaporación' gradual de miembros de clúster.
Externamente, aproximadamente cada año y medio de millones más o menos un cúmulo abierto tiende a verse afectados por factores externos, como pasa cerca oa través de una nube molecular. El gravitacional las fuerzas de marea generadas por tal encuentro tienden a perturbar el clúster. Finalmente, el grupo se convierte en una corriente de estrellas, no lo suficientemente cerca para ser un grupo pero todos relacionados y se mueve en direcciones similares a velocidades similares. La escala de tiempo durante el cual un grupo interrumpe depende de su densidad estelar inicial, con las agrupaciones más apretadas que persiste por más tiempo. Estimado en racimo vidas media , tras lo cual se habrán perdido la mitad de los miembros originales de racimo, rango 150-800 millones de años, dependiendo de la densidad del original.
Después de un cluster se ha convertido en gravitacionalmente unida, muchas de sus estrellas constituyentes todavía habrá moviendo a través del espacio en trayectorias similares, en lo que se conoce como asociación estelar, racimo en movimiento, o el grupo en movimiento. Varias de las estrellas más brillantes del ' Plough 'de Ursa Major son ex miembros de un cúmulo abierto que ahora forman una asociación, en este caso, la Ursa Major grupo en movimiento. Eventualmente sus ligeramente diferentes velocidades relativas verán ellos dispersos por toda la galaxia. Un grupo grande se conoce entonces como una corriente, si descubrimos las velocidades y las edades de las estrellas no relacionadas similares.
El estudio de la evolución estelar
Cuando una Diagrama de Hertzsprung-Russell se traza para un cúmulo abierto, la mayoría de estrellas se encuentran en el secuencia principal. Las estrellas más masivas han comenzado a evolucionar fuera 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 cúmulo.
Debido a que las estrellas en un cúmulo abierto están a aproximadamente la misma distancia de la Tierra , y nacieron más o menos al mismo tiempo de la misma materia prima, las diferencias en el brillo aparente entre los miembros del clúster se debe sólo a su masa. Esto hace que los cúmulos abiertos de gran utilidad en el estudio de la evolución estelar, ya que al comparar una estrella a otra, muchos de los parámetros de las variables son fijos.
El estudio de las abundancias de litio y berilio en estrellas del cúmulo abierto puede dar importantes pistas sobre la evolución de las estrellas y sus estructuras interiores. Mientras hidrógeno núcleos no pueden fusionarse para formar helio hasta que la temperatura alcanza aproximadamente 10 millones de K , litio y berilio se destruyen a temperaturas de 2,5 millones y 3,5 millones de K K respectivamente. Esto significa que sus abundancias dependen fuertemente de la cantidad de mezcla se produce en interiores estelares. Mediante el estudio de sus abundancias en estrellas del cúmulo abierto, se fijan variables como la edad y composición química.
Los estudios han demostrado que la abundancia de estos elementos ligeros son mucho más bajos que los modelos de evolución estelar predicen. Aunque la razón de esta underabundance aún no se entiende completamente, una posibilidad es que convección en el interior estelar puede 'exceso' en regiones donde radiación es normalmente el modo dominante de transporte de energía.
Escala de distancia astronómica
La determinación de las distancias a los objetos astronómicos es crucial para entender ellos, pero la gran mayoría de los objetos son demasiado lejos para que sus distancias para determinar directamente. Calibración de la escala de distancias astronómicas se basa en una secuencia de mediciones indirectas ya veces inciertos relativos a los objetos más cercanos, para el que las distancias se pueden medir directamente, a objetos cada vez más distantes. Los cúmulos abiertos son un paso crucial en esta secuencia.
Los cúmulos abiertos más cercanos pueden tener su distancia medida directamente por uno de dos métodos. En primer lugar, la paralaje (el pequeño cambio en la posición aparente en el transcurso de un año causada por la Tierra se mueve de un lado de su órbita alrededor del Sol a la otra) de las estrellas en los cúmulos abiertos cercanos se puede medir, al igual que otras estrellas individuales. Clusters como las Pléyades, las Híades y algunos otros dentro de unos 500 años luz son lo suficientemente cerca como para que este método sea viable, y los resultados de la Hipparcos satélite de medición de desplazamiento cedió distancias precisas para varios grupos.
Se llama así El otro método directo del moviendo método cluster. Esto se basa en el hecho de que las estrellas de un clúster comparten un movimiento común a través del espacio. La medición de los movimientos propios de los miembros del clúster y trazando sus movimientos aparentes en el cielo revelará que convergen en un punto de fuga. La velocidad radial de los miembros del clúster se puede determinar a partir de Mediciones de desplazamiento Doppler de su espectros, y una vez que la velocidad radial, movimiento propio y la distancia angular desde el clúster a su punto de fuga son conocidos, simple trigonometría revelará la distancia a la agrupación. La Hyades son la aplicación más conocida de este método, que revela su distancia a ser 46.3 parsecs.
Una vez que se han establecido las distancias a los cúmulos cercanos, más técnicas pueden ampliar la escala de distancias a cúmulos más distantes. Haciendo coincidir la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell para un clúster a una distancia conocida con la de un grupo más distante, la distancia a la agrupación más distante puede ser estimado. El cúmulo abierto más cercano es el Hyades: la asociación estelar que consiste en la mayor parte de la Plough estrellas está a la mitad de la distancia de la Hyades, pero es una asociación estelar en lugar de un cúmulo abierto como las estrellas no están gravitacionalmente unidas entre sí. El cúmulo abierto conocido más lejano de nuestra galaxia es Berkeley 29, a una distancia de alrededor de 15.000 parsecs. Los cúmulos abiertos también se detectan fácilmente en muchas de las galaxias del Grupo Local.
El conocimiento exacto de las distancias cúmulo abierto es vital para calibrar la relación período-luminosidad mostrado por estrellas variables tales como cefeidas y RR Lyrae estrellas, lo que les permite ser usados como candelas estándar. Estas estrellas luminosas se pueden detectar a grandes distancias, y luego se utilizan para ampliar la escala de distancias a galaxias cercanas en el Grupo Local.
