Racimo abierto
Un cúmulo abierto es un tipo de cúmulo estelar formado por decenas de 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 1100 cúmulos abiertos dentro de la galaxia de la Vía Láctea, y se cree que existen muchos más. Están débilmente ligados por la atracción gravitacional mutua y se interrumpen por encuentros cercanos con otros cúmulos y nubes de gas mientras orbitan el Centro Galáctico. Esto puede resultar en una migración al cuerpo principal de la galaxia y una pérdida de miembros del cúmulo a través de encuentros internos cercanos. Los cúmulos abiertos generalmente sobreviven durante unos cientos de millones de años, y los más masivos sobreviven unos pocos miles de millones de años. En contraste, los cúmulos globulares de estrellas más masivos ejercen una atracción gravitacional más fuerte sobre sus miembros y pueden sobrevivir por más tiempo. Se han encontrado cúmulos abiertos solo en galaxias espirales e irregulares, en las que se está produciendo una formación estelar activa.
Los cúmulos abiertos jóvenes pueden estar contenidos dentro de la nube molecular a partir de la cual se formaron, iluminándolos para crear una región H II. 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 en estrellas antes de que la presión de la radiación ahuyente 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 una edad y una composición química similares, sus propiedades (como la distancia, la edad, la metalicidad, la extinción y la velocidad) se determinan más fácilmente que las estrellas aisladas. Una serie de cúmulos abiertos, como las Pléyades, Hyades o el cúmulo Alpha Persei, son visibles a simple vista. Algunos otros, como el Doble Cúmulo, son apenas perceptibles sin instrumentos, mientras que muchos más se pueden ver con binoculares o telescopios. El Wild Duck Cluster, M11, es un ejemplo.
Observaciones históricas
El destacado 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 parches de luz borrosos sin resolver. En su Almagest, 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. Sin embargo, sería necesaria la invención del telescopio para resolver estas "nebulosas" en sus estrellas constituyentes. De hecho, en 1603, Johann Bayer designó a tres de estos cúmulos como si fueran estrellas individuales.
La primera persona que usó 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. Para Praesepe, encontró más de 40 estrellas. Donde anteriormente los observadores habían notado solo 6 o 7 estrellas en las Pléyades, encontró casi 50. En su tratado de 1610 Sidereus Nuncius, Galileo Galilei escribió: "La galaxia no es más que una masa de innumerables estrellas plantadas juntas en racimos." 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 no descubiertos previamente. En 1654, identificó los objetos ahora denominados Messier 41, Messier 47, NGC 2362 y NGC 2451.
Ya en 1767 se dio cuenta de que las estrellas en un cúmulo estaban físicamente relacionadas, cuando el naturalista inglés reverendo John Michell calculó que la probabilidad de que incluso un solo grupo de estrellas como las Pléyades sea el resultado de una alineación fortuita como se ve de la Tierra era sólo 1 en 496.000. 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. En la década de 1790, el astrónomo inglés William Herschel inició 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 gravitatoria. Dividió las nebulosas en ocho clases, y las clases VI a VIII se utilizaron para clasificar los cúmulos de estrellas.
La cantidad de cúmulos conocidos siguió aumentando gracias a los esfuerzos de los astrónomos. Cientos de cúmulos abiertos se incluyeron en el Nuevo Catálogo General, publicado por primera vez en 1888 por el astrónomo danés-irlandés J. L. E. Dreyer, y en los dos Catálogos Índice complementarios, publicados en 1896 y 1905. 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. El otro tipo consistía en una población generalmente más escasa de estrellas con una forma más irregular. Estos se encontraron generalmente en o cerca del plano galáctico de la Vía Láctea. Los astrónomos llamaron a los primeros cúmulos globulares y a los últimos cúmulos abiertos. Debido a su ubicación, los cúmulos abiertos se denominan ocasionalmente cúmulos galácticos, un término que fue introducido en 1925 por el astrónomo suizo-estadounidense Robert Julius Trumpler.
Ya en 1877, el astrónomo alemán E. Schönfeld realizó mediciones micrométricas de las posiciones de las estrellas en los cúmulos, y el astrónomo estadounidense E. E. Barnard las siguió antes de su muerte en 1923. Estos no detectaron ningún indicio de movimiento estelar. esfuerzos 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. A medida que la astrometría se volvió más precisa, se descubrió que las estrellas del cúmulo 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, era más probable que fueran miembros. Las mediciones espectroscópicas revelaron velocidades radiales comunes, mostrando así que los cúmulos consisten en estrellas unidas como un grupo.
Los primeros diagramas color-magnitud de cúmulos abiertos fueron publicados por Ejnar Hertzsprung en 1911, dando la trama 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 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 Hyades y Praesepe tenían poblaciones estelares diferentes a las de las Pléyades. Esto se interpretaría posteriormente como una diferencia en las edades de los tres conglomerados.
Formación
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 miles de veces la masa del Sol. Estas nubes tienen densidades que varían de 102 a 106 moléculas de hidrógeno neutro por cm3, y la formación de estrellas se produce en regiones con densidades superiores a 104 moléculas por cm3. Por lo general, solo del 1 al 10% de la nube por volumen está por encima de la última densidad. Antes del colapso, estas nubes mantienen su equilibrio mecánico a través de campos magnéticos, turbulencias y rotación.
Muchos factores pueden alterar el equilibrio de una nube molecular gigante, provocando 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 o interacciones gravitacionales. Incluso sin disparadores externos, las regiones de la nube pueden alcanzar condiciones en las que se vuelven inestables frente al colapso. La región de nubes colapsadas 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 varios miles de estrellas. Esta formación estelar comienza envuelta en la nube que se derrumba, bloqueando la vista de las protoestrellas pero permitiendo la observación infrarroja. En la galaxia de la Vía Láctea, se estima que la tasa de formación de cúmulos abiertos es de uno cada pocos miles de años.
La más caliente y masiva de las estrellas recién formadas (conocidas como estrellas OB) emitirá 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 iguala la velocidad del sonido en el gas. Después de unos pocos millones de años, el cúmulo experimentará su primera supernova de colapso del núcleo, que también expulsará gas de los 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 de estrellas. Aún así, aproximadamente la mitad de los objetos protoestelares resultantes quedarán rodeados por discos circunestelares, muchos de los cuales forman discos de acreción.
Como solo del 30 al 40 por ciento del gas en el núcleo de la nube forma estrellas, el proceso de expulsión de gas residual es muy dañino para el proceso de formación de estrellas. Por lo tanto, todos los grupos sufren 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 unidas gravitatoriamente entre sí; de lo contrario, se producirá una asociación estelar no unida. Incluso cuando se forma un cúmulo como las Pléyades, es posible que solo retenga un tercio de las estrellas originales, y el resto se libera una vez que se expulsa el gas. Las estrellas jóvenes así liberadas de su cúmulo natal pasan a formar parte de la población del campo galáctico.
Debido a que la mayoría de las estrellas, si no todas, se forman en cúmulos, los cúmulos de estrellas deben verse como los bloques de construcción fundamentales de las galaxias. Los eventos violentos 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. 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 104 masas solares, con el cúmulo masivo Westerlund 1 estimado en 5 × 104 masas solares y R136 en casi 5 x 10 5, típico de los cúmulos globulares. 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 de estrellas se forman a través del 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.
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 Hyades y Praesepe, dos prominentes cúmulos abiertos cercanos, 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 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. 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.
Morfología y clasificación
Los cúmulos abiertos van desde cúmulos muy dispersos con solo unos pocos miembros hasta grandes aglomeraciones que contienen miles de estrellas. Por lo general, consisten en un núcleo denso bastante distinto, rodeado por una "corona" más difusa. de los miembros del clúster. El núcleo suele tener entre 3 y 4 años luz de diámetro y la corona se extiende hasta unos 20 años luz desde el centro del cúmulo. Las densidades típicas de estrellas en el centro de un cúmulo son de aproximadamente 1,5 estrellas por año luz cúbico; la densidad estelar cerca del Sol es de unas 0,003 estrellas por año luz cúbico.
Los conglomerados abiertos a menudo se clasifican de acuerdo con un esquema desarrollado por Robert Trumpler en 1930. El esquema de Trumpler le da a un conglomerado una designación de tres partes, con un número romano de I-IV para poco a muy dispar, un número arábigo de 1 a 3 para el rango de brillo de los miembros (de rango pequeño a grande), y p, m o r para indicar si el grupo es pobre, medio o rico en estrellas. Un 'n' se agrega más si el grupo se encuentra dentro de la nebulosidad.
Bajo el esquema de Trumpler, las Pléyades se clasifican como I3rn, las Hyades cercanas se clasifican como II3m.
Números y distribución
Hay más de 1100 cúmulos abiertos conocidos en nuestra galaxia, pero el total real puede ser hasta diez veces mayor que eso. 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 de estrellas, 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 unos 180 años luz, en comparación con un radio galáctico de aproximadamente 50 000 años luz.
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. Los cúmulos abiertos no se ven en las galaxias elípticas: la formación de estrellas cesó hace muchos millones de años en las elípticas, por lo que los cúmulos abiertos que estaban originalmente presentes se han dispersado hace mucho tiempo.
En la galaxia de 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 considerables por encima o por debajo del plano galáctico. Las fuerzas de marea son más fuertes cerca del centro de la galaxia, lo que aumenta la tasa de ruptura de los cúmulos, y también las nubes moleculares gigantes que causan la ruptura 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 exteriores.
Composición estelar
Debido a que los cúmulos abiertos tienden a dispersarse antes de que la mayoría de sus estrellas lleguen al final de sus vidas, la luz de ellos tiende a estar dominada por las jóvenes estrellas azules calientes. Estas estrellas son las más masivas y tienen la vida más corta de unas pocas decenas de millones de años. Los cúmulos abiertos más antiguos tienden a contener más estrellas amarillas.
Se ha observado que la frecuencia de estrellas dentro de los sistemas binarios es mayor dentro de los cúmulos abiertos en comparación con el exterior de los cúmulos abiertos. Esto se ve como evidencia de que las estrellas individuales son expulsadas de los cúmulos abiertos debido a interacciones dinámicas.
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 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 en los cúmulos globulares, y las colisiones estelares no pueden explicar el número de rezagadas azules 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.
Una vez que han agotado su suministro de hidrógeno a través de 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 los cúmulos abiertos sigue siendo mucho menor de lo esperado, dada la edad del cúmulo y la distribución de masa inicial esperada de las estrellas. Una posible explicación de 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 'golpe'. de unos pocos kilómetros por segundo, suficiente para expulsarlo del cúmulo.
Debido a su alta densidad, los encuentros cercanos entre estrellas en un cúmulo abierto son comunes. 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 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 discos grandes pueden dar como resultado la formación de planetas masivos y enanas marrones, produciendo compañeros a distancias de 100 AU o más de la estrella anfitriona.
Destino final
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 grupos se dispersarán rápidamente en unos pocos millones de años. En muchos casos, la eliminación del gas del que se formó 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.
Los cúmulos que tienen suficiente masa para unirse gravitacionalmente una vez que la nebulosa circundante se haya 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' de los miembros del clúster.
Externamente, aproximadamente cada quinientos 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 gravitacionales generadas por tal encuentro tienden a desbaratar el cúmulo. Eventualmente, el cúmulo se convierte en una corriente de estrellas, no lo suficientemente cerca 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 interrumpe depende de su densidad estelar inicial, y los cúmulos más compactos persisten durante más tiempo. Las vidas medias estimadas del grupo, después de las cuales se habrán perdido la mitad de los miembros originales del grupo, oscilan entre 150 y 800 millones de años, según la densidad original.
Después de que un cúmulo se haya liberado gravitacionalmente, muchas de las estrellas que lo componen seguirán moviéndose por el 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 'Plough' de Ursa Major son antiguos miembros de un grupo abierto que ahora forman una asociación de este tipo, en este caso, Ursa Major Moving Group. Eventualmente, sus velocidades relativas ligeramente diferentes los verán esparcidos por toda la galaxia. Un cúmulo más grande se conoce entonces como una corriente, si descubrimos las velocidades y edades similares de estrellas por lo demás bien separadas.
Estudiando la evolución estelar
Cuando se traza un diagrama de Hertzsprung-Russell para un cúmulo abierto, la mayoría de las estrellas se encuentran en la secuencia principal. 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.
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. 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.
El estudio de las abundancias de litio y berilio en estrellas de cúmulo abierto 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 K, el litio y el berilio se destruyen a temperaturas de 2,5 millones K y 3,5 millones K respectivamente. Esto significa que su abundancia depende en gran medida de la cantidad de mezcla que se produzca en los interiores estelares. Al estudiar su abundancia en estrellas de cúmulos abiertos, se fijan variables como la edad y la composición química.
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 completamente la razón de esta escasez, una posibilidad es que la convección en los interiores estelares pueda 'exceder'; en regiones donde la radiación es normalmente el modo dominante de transporte de energía.
Escala de distancia astronómica
Determinar las distancias a los objetos astronómicos es crucial para comprenderlos, pero la gran mayoría de los objetos están demasiado lejos para determinar directamente sus distancias. La calibración de la escala de distancia astronómica se basa en una secuencia de mediciones indirectas ya veces inciertas que relacionan los objetos más cercanos, cuyas distancias se pueden medir directamente, con objetos cada vez más distantes. Los cúmulos abiertos son un paso crucial en esta secuencia.
La distancia de los cúmulos abiertos más cercanos puede medirse 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 estrellas en cúmulos cerrados y abiertos, como otras estrellas individuales. Los cúmulos como las Pléyades, las Híades y algunos otros dentro de 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 arrojaron distancias precisas para varios cúmulos.
El otro método directo es el llamado método de clúster en movimiento. 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 en el cielo revelará que convergen en un punto de fuga. La velocidad radial de los miembros del cúmulo se puede determinar a partir de las mediciones de 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 Hyades son la aplicación más conocida de este método, que revela que su distancia es de 46,3 parsecs.
Una vez que se han establecido las distancias a los clústeres cercanos, otras técnicas pueden extender la escala de distancia a clústeres más distantes. Al hacer coincidir la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell para un grupo a una distancia conocida con la de un grupo más distante, se puede estimar la distancia al grupo más distante. El cúmulo abierto más cercano es Hyades: la asociación estelar que consiste en la mayoría de las estrellas Plough está a aproximadamente la mitad de la distancia de Hyades, 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 lejano de nuestra galaxia es Berkeley 29, a una distancia de unos 15 000 parsecs. Los cúmulos abiertos, especialmente los cúmulos de súper estrellas, 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 que se utilicen como velas estándar. Estas estrellas luminosas se pueden detectar a grandes distancias y luego se utilizan para extender la escala de distancia a las galaxias cercanas en el Grupo Local. De hecho, el cúmulo abierto denominado NGC 7790 alberga tres cefeidas clásicas. Las variables RR Lyrae son demasiado antiguas para asociarlas con cúmulos abiertos y, en cambio, se encuentran en cúmulos globulares.
Planetas
Las estrellas de los cúmulos abiertos pueden albergar exoplanetas, al igual que las estrellas fuera de los 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 Beehive Cluster.