Open clusterFrom Wikipedia, the fre

Open cluster
From Wikipedia, the free encyclopedia
"galactic cluster" redirects here. It is not to be confused with galaxy cluster.

Star cluster NGC 3572 and its surroundings.[1]
An open cluster, also known as galactic cluster, is a group of up to a few thousand stars that were formed from the same giant molecular cloud and have roughly the same age. More than 1,100 open clusters have been discovered within the Milky Way Galaxy, and many more are thought to exist.[2] They are loosely bound by mutual gravitational attraction and become disrupted by close encounters with other clusters and clouds of gas as they orbit the galactic center, resulting in a migration to the main body of the galaxy as well as a loss of cluster members through internal close encounters.[3] Open clusters generally survive for a few hundred million years, with the most massive ones surviving for a few billion years. In contrast, the more massive globular clusters of stars exert a stronger gravitational attraction on their members, and can survive for longer. Open clusters have been found only in spiral and irregular galaxies, in which active star formation is occurring.[4]

Young open clusters may still be contained within the molecular cloud from which they formed, illuminating it to create an H II region.[5] Over time, radiation pressure from the cluster will disperse the molecular cloud. Typically, about 10% of the mass of a gas cloud will coalesce into stars before radiation pressure drives the rest of the gas away.

Open clusters are key objects in the study of stellar evolution. Because the cluster members are of similar age and chemical composition, their properties (such as distance, age, metallicity and extinction) are more easily determined than they are for isolated stars.[2] A number of open clusters, such as the Pleiades, Hyades or the Alpha Persei Cluster are visible with the naked eye. Some others, such as the Double Cluster, are barely perceptible without instruments, while many more can be seen using binoculars or telescopes. The Wild Duck Cluster, M11, is an example.[6]

Contents [hide]
1 Historical observations
2 Formation
3 Morphology and classification
4 Numbers and distribution
5 Stellar composition
6 Eventual fate
7 Studying stellar evolution
8 Astronomical distance scale
9 Planets
10 See also
11 References
12 Further reading
13 External links
Historical observations[edit]

Mosaic of 30 open clusters discovered from VISTA's data. The open clusters were hidden by the dust in the Milky Way.[7] Credit ESO.
The prominent open cluster the Pleiades has been recognized as a group of stars since antiquity, while the Hyades forms part of Taurus, one of the oldest constellations. Other open clusters were noted by early astronomers as unresolved fuzzy patches of light. The Roman astronomer Ptolemy mentions the Praesepe, the Double Cluster in Perseus, and the Ptolemy Cluster, while the Persian astronomer Al-Sufi wrote of the Omicron Velorum cluster.[8] However, it would require the invention of the telescope to resolve these nebulae into their constituent stars.[9] Indeed, in 1603 Johann Bayer gave three of these clusters designations as if they were single stars.[10]


The colorful star cluster NGC 3590.[11]
The first person to use a telescope to observe the night sky and record his observations was the Italian scientist Galileo Galilei in 1609. When he turned the telescope toward some of the nebulous patches recorded by Ptolemy, he found they were not a single star, but groupings of many stars. For Praesepe, he found more than 40 stars. Where previously observers had noted only 6-7 stars in the Pleiades, he found almost 50.[12] In his 1610 treatise Sidereus Nuncius, Galileo Galilei wrote, "the galaxy is nothing else but a mass of innumerable stars planted together in clusters."[13] Influenced by Galileo's work, the Sicilian astronomer Giovanni Hodierna became possibly the first astronomer to use a telescope to find previously undiscovered open clusters.[14] In 1654, he identified the objects now designated Messier 41, Messier 47, NGC 2362 and NGC 2451.[15]

It was realised as early as 1767 that the stars in a clusters were physically related,[16] when the English naturalist Reverend John Michell calculated that the probability of even just one group of stars like the Pleiades being the result of a chance alignment as seen from Earth was just 1 in 496,000.[17] Between 1774–1781, French astronomer Charles Messier published a catalogue of celestial objects that had a nebulous appearance similar to comets. This catalogue included 26 open clusters.[10] In the 1790s, English astronomer William Herschel began an extensive study of nebulous celestial objects. He discovered that many of these features could be resolved into groupings of individual stars. Herschel conceived the idea that stars were initially scattered across space, but later became clustered together as star systems because of gravitational attraction.[18] He divided the nebulae into eight classes, with classes VI through VIII being used to classify clusters of stars.[19]


NGC 265, an open star cluster in the Small Magellanic Cloud
The number of clusters known continued to increase under the efforts of astronomers. Hundreds of open clusters were listed in the New General Catalogue, first published in 1888 by the Danish-Irish astronomer J. L. E. Dreyer, and the two supplemental Index Catalogues, published in 1896 and 1905.[10] Telescopic observations revealed two distinct types of clusters, one of which contained thousands of stars in a regular spherical distribution and was found all across the sky but preferentially towards the centre of the Milky Way.[20] The other type consisted of a generally sparser population of stars in a more irregular shape. These were generally found in or near the galactic plane of the Milky Way.[21][22] Astronomers dubbed the former globular clusters, and the latter open clusters. Because of their location, open clusters are occasionally referred to as galactic clusters, a term that was introduced in 1925 by the Swiss-American astronomer Robert Julius Trumpler.[23]

Micrometer measurements of the positions of stars in clusters were made as early as 1877 by the German astronomer E. Schönfeld and further pursued by the American astronomer E. E. Barnard prior to his death in 1923. No indication of stellar motion was detected by these efforts.[24] However, in 1918 the Dutch-American astronomer Adriaan van Maanen was able to measure the proper motion of stars in part of the Pleiades cluster by comparing photographic plates taken at different times.[25] As astrometry became more accurate, cluster stars were found to share a common proper motion through space. By comparing the photographic plates of the Pleiades cluster taken in 1918 with images taken in 1943, van Maanen was able to identify those stars that had a proper motion similar to the mean motion of the cluster, and were therefore more likely to be members.[26] Spectroscopic measurements revealed common radial velocities, thus showing that the clusters consist of stars bound together as a group.[2]

The first color-magnitude diagrams of open clusters were published by Ejnar Hertzsprung in 1911, giving the plot for the Pleiades and Hyades star clusters. He continued this work on open clusters for the next twenty years. From spectroscopic data, he was able to determine the upper limit of internal motions for open clusters, and could estimate that the total mass of these objects did not exceed several hundred times the mass of the Sun. He demonstrated a relationship between the star colors and their magnitudes, and in 1929 noticed that the Hyades and Praesepe clusters had different stellar populations than the Pleiades. This would subsequently be interpreted as a difference in ages of the three clusters.[27]

Formation[edit]

Infrared light reveals the dense open cluster forming at the heart of the Orion nebula.
The formation of an open cluster begins with the collapse of part of a giant molecular cloud, a cold dense cloud of gas and dust containing up to many thousands of times the mass of the Sun. These clouds have densities that vary from 102 to 106 molecules of neutral hydrogen per cm3, with star formation occurring in regions with densities above 104 molecules per cm3. Typically, only 1–10% of the cloud by volume is above the latter density.[28] Prior to collapse, these clouds maintain their mechanical equilibrium through magnetic fields, turbulence, and rotation.[29]

Many factors may disrupt the equilibrium of a giant molecular cloud, triggering a collapse and initiating the burst of star formation that can result in an open cluster. These include shock waves from a nearby supernova, collisions with other clouds, or gravitational interactions. Even without external triggers, regions of the cloud can reach conditions where they become unstable against collapse.[29] The collapsing cloud region will undergo hierarchical fragmentation into ever smaller clumps, including a particularly dense form known as infrared dark clouds, eventually leading to the formation of up to several thousand stars. This star formation begins enshrouded in the collapsing cloud, blocking the protostars from sight but allowing infrared observation.[28] In the Milky Way galaxy, the formation rate of open clusters is estimated to be one every few thousand years.[30]


The so-called "Pillars of Creation", a region of the Eagle Nebula where the molecular cloud is being evaporated by young, massive stars
The hottest and most massive of the newly formed stars (known as OB stars) will emit intense ultraviolet radiation, which steadily ionizes the surrounding gas of the giant molecular cloud, forming an H II region. Stellar winds and radiation pressure from the massive stars begins to drive away the hot ionized gas at a velocity matching the speed of sound in the gas. After a few million years the cluster will ex

Kết quả (Việt) 1:

Cụm sao mởTừ Wikipedia tiếng Việt"Thiên Hà cụm" đổi hướng đến đây. Nó là không được nhầm lẫn với cụm thiên hà.Cụm sao NGC 3572 và môi trường xung quanh. [1]Cụm sao mở, cũng được gọi là Thiên Hà cluster, là một nhóm của lên đến vài ngàn sao được hình thành từ đám mây phân tử khổng lồ tương tự và có khoảng cùng lứa tuổi. Hơn 1,100 mở cụm đã được phát hiện trong các thiên hà Milky Way, và nhiều hơn nữa được cho là tồn tại. [2] họ lỏng lẻo ràng buộc bởi lẫn nhau hấp dẫn và trở thành bị gián đoạn do cuộc gặp gỡ gần gũi với các cụm khác và các đám mây khí như họ quỹ đạo Trung tâm Thiên Hà, dẫn đến một di chuyển để cơ thể chính của Thiên Hà cũng như một sự mất mát của cụm thành viên thông qua cuộc gặp gỡ gần nội bộ. [3] mở cụm thường tồn tại cho một vài trăm triệu năm, với những cái lớn nhất còn sống sót cho một vài tỷ năm. Ngược lại, những cụm sao cầu lớn hơn của các ngôi sao phát huy một điểm thu hút hấp dẫn mạnh mẽ hơn vào thành viên của họ, và có thể sống sót trong còn. Mở cụm đã được tìm thấy chỉ ở xoắn ốc và thiên hà dị thường, trong đó hoạt động thành tạo sao xảy ra. [4]Trẻ mở cụm vẫn có thể được chứa trong các đám mây phân tử mà từ đó họ hình thành, phát sáng nó để tạo ra một vùng H II. [5] theo thời gian, áp lực bức xạ từ cụm sao sẽ phát tán các đám mây phân tử. Thông thường, khoảng 10% khối lượng của một đám mây khí sẽ liên hiệp vào sao trước khi áp lực bức xạ ổ đĩa phần còn lại của các khí đi.Mở cụm là các đối tượng chủ chốt trong nghiên cứu của tiến hóa sao. Bởi vì các thành viên nhóm là tương tự như tuổi và thành phần hóa học, tài sản của họ (chẳng hạn như khoảng cách, tuổi tác, metallicity và tuyệt chủng) được dễ dàng hơn xác định hơn là cho cô lập sao. [2] một số cụm mở, chẳng hạn như các Pleiades, Hyades hoặc Alpha Persei cụm có thể nhìn thấy bằng mắt thường. Một số người khác, chẳng hạn như cụm sao đôi, có hầu như không thể nhận mà không có thiết bị, trong khi nhiều hơn nữa có thể được nhìn thấy bằng cách sử dụng ống nhòm hay các kính viễn vọng. Cụm sao vịt hoang dã, M11, là một ví dụ. [6]Nội dung [ẩn] 1 lịch sử quan sát2 thành lập3 hình Thái và phân loại4 số và phân phối5 sao phần6 Eventual số phận7 Studying tiến hóa sao8 thiên văn khoảng cách quy mô9 hành tinh10 Xem thêm11 tham khảo12 đọc thêm13 liên kết ngoàiLịch sử quan sát [sửa]Khảm của 30 cụm mở phát hiện ra từ dữ liệu của VISTA. Cụm mở đã được che khuất bởi bụi trong dải Ngân Hà. [7] tín dụng ESO.Cụm sao mở nổi bật các Pleiades đã được công nhận như là một nhóm các ngôi sao từ thời cổ đại, trong khi một phần hình thức Hyades của Taurus, một trong những chòm sao lâu đời nhất. Các cụm mở đã được ghi nhận bởi nhà thiên văn học đầu là chưa được xử lý các bản vá lỗi mờ của ánh sáng. Nhà thiên văn học La Mã Ptolemy đề cập đến Praesepe, các cụm sao đôi trong Perseus và cụm sao Ptolemy, trong khi nhà thiên văn học ba tư Al-Sufi viết của cụm Omicron Velorum. [8] Tuy nhiên, nó sẽ yêu cầu sự phát minh ra kính viễn vọng để giải quyết các tinh vân thành ngôi sao thành phần của họ. [9] thực sự, trong 1603 Johann Bayer đã cho ba trong số các tên gọi cụm như thể họ là duy nhất sao. [10]Cụm sao đầy màu sắc sao NGC 3590. [11]Người đầu tiên sử dụng một kính thiên văn để quan sát bầu trời đêm và ghi lại các quan sát của ông là nhà khoa học ý Galileo Galilei năm 1609. Khi ông đã chuyển kính viễn vọng đối với một số các bản vá lỗi mơ hồ của Ptolemy, ông tìm thấy họ đã không một ngôi sao, nhưng nhóm của nhiều ngôi sao. Cho Praesepe, ông đã tìm thấy hơn 40 sao. Nơi trước đây nhà quan sát đã ghi nhận duy nhất 6-7 sao trong Pleiades, ông tìm thấy gần 50. [12] năm của mình năm 1610 luận Sidereus Nuncius, Galileo Galilei đã viết, "Thiên Hà là không có gì khác nhưng một khối lượng của sao vô số trồng với nhau trong cụm." [13] chịu ảnh hưởng của công việc của Galileo, nhà thiên văn học Sicilia Giovanni Hodierna đã trở thành có thể nhà thiên văn học đầu tiên sử dụng một kính viễn vọng để tìm cụm mở trước đây chưa được khám phá. [14] năm 1654, ông xác định các đối tượng bây giờ chỉ định Messier 41, Messier 47, NGC 2362 và NGC 2451. [15]Nhận thức là từ năm 1767 mà các ngôi sao trong một cụm đã thể chất liên quan, [16] khi nhà tự nhiên học tiếng Anh là mục sư John Michell tính xác suất của thậm chí chỉ là một nhóm các ngôi sao như Pleiades là kết quả của một liên kết có thể có khi nhìn từ trái đất là chỉ 1 trong 496.000. [17] giữa 1774-1781, nhà thiên văn người Pháp Charles Messier xuất bản một danh mục của các vật thể có một hình mờ tương tự như các sao chổi. Danh mục này bao gồm 26 mở cụm. [10] ở 1790s, Anh nhà thiên văn học William Herschel đã bắt đầu một nghiên cứu mở rộng của các vật thể mơ hồ. Ông phát hiện ra rằng nhiều người trong số các tính năng này có thể được giải quyết vào nhóm của ngôi sao riêng lẻ. Herschel hình thành ý tưởng rằng sao ban đầu nằm rải rác trên space, nhưng sau đó trở thành nhóm với nhau như hệ thống sao do hấp dẫn. [18] ông chia các tinh vân thành tám lớp học, với các lớp học VI thông qua VIII được sử dụng để phân loại các cụm sao. [19]NGC 265, một cụm sao mở trong đám mây Magellan nhỏThe number of clusters known continued to increase under the efforts of astronomers. Hundreds of open clusters were listed in the New General Catalogue, first published in 1888 by the Danish-Irish astronomer J. L. E. Dreyer, and the two supplemental Index Catalogues, published in 1896 and 1905.[10] Telescopic observations revealed two distinct types of clusters, one of which contained thousands of stars in a regular spherical distribution and was found all across the sky but preferentially towards the centre of the Milky Way.[20] The other type consisted of a generally sparser population of stars in a more irregular shape. These were generally found in or near the galactic plane of the Milky Way.[21][22] Astronomers dubbed the former globular clusters, and the latter open clusters. Because of their location, open clusters are occasionally referred to as galactic clusters, a term that was introduced in 1925 by the Swiss-American astronomer Robert Julius Trumpler.[23]Micrometer measurements of the positions of stars in clusters were made as early as 1877 by the German astronomer E. Schönfeld and further pursued by the American astronomer E. E. Barnard prior to his death in 1923. No indication of stellar motion was detected by these efforts.[24] However, in 1918 the Dutch-American astronomer Adriaan van Maanen was able to measure the proper motion of stars in part of the Pleiades cluster by comparing photographic plates taken at different times.[25] As astrometry became more accurate, cluster stars were found to share a common proper motion through space. By comparing the photographic plates of the Pleiades cluster taken in 1918 with images taken in 1943, van Maanen was able to identify those stars that had a proper motion similar to the mean motion of the cluster, and were therefore more likely to be members.[26] Spectroscopic measurements revealed common radial velocities, thus showing that the clusters consist of stars bound together as a group.[2]The first color-magnitude diagrams of open clusters were published by Ejnar Hertzsprung in 1911, giving the plot for the Pleiades and Hyades star clusters. He continued this work on open clusters for the next twenty years. From spectroscopic data, he was able to determine the upper limit of internal motions for open clusters, and could estimate that the total mass of these objects did not exceed several hundred times the mass of the Sun. He demonstrated a relationship between the star colors and their magnitudes, and in 1929 noticed that the Hyades and Praesepe clusters had different stellar populations than the Pleiades. This would subsequently be interpreted as a difference in ages of the three clusters.[27]Formation[edit]Infrared light reveals the dense open cluster forming at the heart of the Orion nebula.The formation of an open cluster begins with the collapse of part of a giant molecular cloud, a cold dense cloud of gas and dust containing up to many thousands of times the mass of the Sun. These clouds have densities that vary from 102 to 106 molecules of neutral hydrogen per cm3, with star formation occurring in regions with densities above 104 molecules per cm3. Typically, only 1–10% of the cloud by volume is above the latter density.[28] Prior to collapse, these clouds maintain their mechanical equilibrium through magnetic fields, turbulence, and rotation.[29]Many factors may disrupt the equilibrium of a giant molecular cloud, triggering a collapse and initiating the burst of star formation that can result in an open cluster. These include shock waves from a nearby supernova, collisions with other clouds, or gravitational interactions. Even without external triggers, regions of the cloud can reach conditions where they become unstable against collapse.[29] The collapsing cloud region will undergo hierarchical fragmentation into ever smaller clumps, including a particularly dense form known as infrared dark clouds, eventually leading to the formation of up to several thousand stars. This star formation begins enshrouded in the collapsing cloud, blocking the protostars from sight but allowing infrared observation.[28] In the Milky Way galaxy, the formation rate of open clusters is estimated to be one every few thousand years.[30]

The so-called "Pillars of Creation", a region of the Eagle Nebula where the molecular cloud is being evaporated by young, massive stars
The hottest and most massive of the newly formed stars (known as OB stars) will emit intense ultraviolet radiation, which steadily ionizes the surrounding gas of the giant molecular cloud, forming an H II region. Stellar winds and radiation pressure from the massive stars begins to drive away the hot ionized gas at a velocity matching the speed of sound in the gas. After a few million years the cluster will ex

Kết quả (Việt) 2:

Mở cụm
từ Wikipedia, bách khoa toàn thư miễn phí
"thiên hà cluster" chuyển hướng ở đây. Nó không phải là để bị nhầm lẫn với các cụm thiên hà. Sao cụm NGC 3572 và môi trường xung quanh của nó. [1] Một cụm sao mở, còn được gọi là cụm thiên hà, là một nhóm lên đến vài ngàn ngôi sao được hình thành từ các đám mây phân tử khổng lồ cùng và có xấp xỉ tuổi nhau. Hơn 1.100 cụm mở đã được phát hiện trong dải Ngân Hà, và nhiều hơn nữa được cho là tồn tại. [2] Họ được lỏng lẻo bị ràng buộc bởi lực hấp dẫn lẫn nhau và trở nên bị gián đoạn bởi cuộc gặp gỡ gần gũi với các cụm và các đám mây khí như họ quỹ đạo khác Trung tâm thiên hà, kết quả là một di dân đến các cơ quan chính của thiên hà cũng như một sự mất mát của các thành viên nhóm thông qua cuộc gặp gỡ gần bên. [3] Open cụm thường tồn tại trong một vài trăm triệu năm, với những cái lớn nhất còn sống sót trong một vài tỷ năm. Ngược lại, những cụm sao cầu lớn hơn của các ngôi sao phát huy một lực hấp dẫn mạnh mẽ hơn về các thành viên của họ, và có thể tồn tại lâu hơn. Mở cụm chỉ được tìm thấy trong các thiên hà xoắn ốc và bất thường, trong đó hình thành sao hoạt động đang xảy ra. [4] cụm sao mở trẻ vẫn có thể được chứa trong các đám mây phân tử mà từ đó chúng được tạo thành, chiếu sáng nó để tạo ra một vùng H II. [5 ] Theo thời gian, áp suất bức xạ từ các cluster sẽ giải tán các đám mây phân tử. Thông thường, khoảng 10% khối lượng của một đám mây khí sẽ kết hợp lại thành những ngôi sao trước khi áp suất bức xạ ổ đĩa với phần còn lại của khí đi. Mở cụm là các đối tượng chủ chốt trong việc nghiên cứu sự tiến hóa sao. Bởi vì các cluster thành viên đang trong độ tuổi tương tự và thành phần hóa học, tính chất của chúng (như khoảng cách, tuổi tác, tính kim loại và tuyệt chủng) được dễ dàng hơn xác định hơn là với các ngôi sao bị cô lập. [2] Một số cụm mở, chẳng hạn như là Pleiades, Hyades hoặc Alpha Persei chùm là có thể nhìn thấy bằng mắt thường. Một số người khác, chẳng hạn như các Cụm Kép, là gần như không thể mà không cụ, trong khi nhiều người hơn có thể được nhìn thấy bằng cách sử dụng ống nhòm hoặc kính thiên văn. Cluster vịt hoang dã, M11, là một ví dụ. [6] Mục lục [ẩn] 1 quan sát lịch sử 2 hình 3 hình thái học và phân loại 4 số và phân phối 5 Stellar phần 6 cuối cùng số phận 7 Nghiên cứu sự tiến hóa sao 8 thiên văn quy mô khoảng cách 9 hành tinh 10 Xem thêm 11 Tài liệu tham khảo 12 Đọc thêm 13 Liên kết ngoài quan sát lịch sử [sửa] Mosaic của 30 cụm sao mở được phát hiện từ dữ liệu của VISTA. Cụm sao mở được ẩn do bụi trong dải Ngân Hà. [7] ESO tín dụng. Các cụm sao mở nổi bật Pleiades đã được công nhận là một nhóm các ngôi sao từ thời cổ đại, trong khi Hyades tạo thành một phần của Taurus, một trong những chòm sao lớn tuổi nhất. Cụm mở khác đã được ghi nhận bởi nhà thiên văn học sớm nhất là bản vá lỗi mờ chưa được giải quyết của ánh sáng. Các nhà thiên văn học La Mã Ptolemy đề cập đến Praesepe, Cluster đúp trong Perseus, và Cluster Ptolemy, trong khi các nhà thiên văn học Ba Tư Al-Sufi viết của cụm Omicron Velorum. [8] Tuy nhiên, nó sẽ đòi hỏi sự phát minh ra kính thiên văn để giải quyết những tinh vân thành những ngôi sao thành phần của chúng. [9] Thật vậy, vào năm 1603 Johann Bayer đã cho ba của các cụm chỉ định như thể họ là ngôi sao duy nhất. [10] Cụm sao đầy màu sắc NGC 3590. [11] Những người đầu tiên sử dụng kính thiên văn để quan sát bầu trời đêm và ghi lại những quan sát của ông là nhà khoa học Ý Galileo Galilei vào năm 1609. Khi ông quay kính viễn vọng hướng về một số các bản vá lỗi mơ hồ ghi lại bởi Ptolemy, ông thấy họ không phải là một ngôi sao duy nhất, nhưng nhóm của nhiều ngôi sao. Đối với Praesepe, ông phát hiện hơn 40 ngôi sao. Nơi mà trước đây các nhà quan sát đã ghi nhận chỉ có 6-7 ngôi sao trong chòm sao Pleiades, ông đã tìm thấy gần như 50. ​​[12] Năm 1610 ông Sidereus Nuncius luận, Galileo Galilei đã viết, "các thiên hà là không có gì khác, nhưng một khối lượng của vô số sao trồng với nhau thành từng cụm. "[13] Chịu ảnh hưởng bởi công việc của Galileo, các nhà thiên văn học Sicilia Giovanni Hodierna trở nên có thể các nhà thiên văn học đầu tiên sử dụng kính thiên văn để tìm cụm sao mở chưa được khám phá trước đó. [14] Trong năm 1654, ông đã xác định các đối tượng doanh nghiệp được chỉ định Messier 41, Messier 47, NGC 2362 và NGC 2451. [15] Nó đã được thực hiện càng sớm càng 1767 mà các sao trong cụm đã được thể chất liên quan, [16] khi nhà tự nhiên học tiếng Anh Reverend John Michell đã tính được xác suất thậm chí chỉ là một nhóm các ngôi sao như các Pleiades là kết quả của một sự liên kết cơ hội như nhìn thấy từ trái đất chỉ là 1 trong 496.000. [17] Từ 1774-1781, nhà thiên văn học người Pháp Charles Messier công bố một danh mục các vật thể vũ trụ mà đã có một sự xuất hiện mơ hồ tương tự như sao chổi. Danh mục này bao gồm 26 cụm sao mở. [10] Trong những năm 1790, nhà thiên văn học người Anh William Herschel đã bắt đầu một nghiên cứu sâu rộng của vật thể mơ hồ. Ông phát hiện ra rằng nhiều người trong số các tính năng này có thể được giải quyết vào nhóm các ngôi sao riêng lẻ. Herschel ra ý tưởng rằng các ngôi sao đã bước đầu phân tán trong không gian, nhưng sau đó đã trở thành nhóm với nhau như hệ thống sao vì lực hấp dẫn. [18] Ông chia tinh vân thành tám lớp, với các lớp VI thông qua VIII được sử dụng để phân loại các cụm của các ngôi sao. [ 19] NGC 265, một cụm sao mở trong Đám mây Magellan Nhỏ Số lượng các cụm gọi tiếp tục tăng trong những nỗ lực của các nhà thiên văn. Hàng trăm cụm sao mở được liệt kê trong Catalogue New chung, xuất bản lần đầu vào năm 1888 bởi nhà thiên văn học Đan Mạch-Irish JLE Dreyer, và hai Catalogues Index bổ sung, xuất bản năm 1896 và 1905. [10] quan sát Telescopic tiết lộ hai loại riêng biệt của các cụm, một trong số đó chứa đựng hàng ngàn ngôi sao trong một phân bố hình cầu thường xuyên và đã được tìm thấy trên khắp bầu trời nhưng ưu tiên về phía trung tâm của thiên hà Milky Way. [20] Các loại hình khác bao gồm một số dân thường mỏng manh của các ngôi sao trong một hình dạng bất thường nhiều hơn. Các mẫu này thường được tìm thấy trong hoặc gần mặt phẳng thiên hà Milky Way của. [21] [22] Các nhà thiên văn gọi là cụm sao cầu cũ, và các cụm sao mở sau này. Do vị trí của họ, cụm sao mở được thỉnh thoảng được gọi là các cụm thiên hà, một thuật ngữ được giới thiệu vào năm 1925 bởi nhà thiên văn học Thụy Sĩ-Mỹ Robert Julius Trumpler. [23] đo micromet của các vị trí của các ngôi sao trong cụm đã được thực hiện càng sớm càng 1877 bởi các nhà thiên văn học người Đức E. schönfeld và tiếp tục theo đuổi bởi các nhà thiên văn học Mỹ EE Barnard trước khi ông qua đời vào năm 1923. Không có dấu hiệu của chuyển động của sao đã được phát hiện bởi những nỗ lực này. [24] Tuy nhiên, trong năm 1918, nhà thiên văn học Hà Lan-Mỹ Adriaan van Maanen là có thể đo các chuyển động đúng đắn của các ngôi sao trong một phần của Pleiades cụm bằng cách so sánh các tấm ảnh chụp tại thời điểm khác nhau. [25] Như đo sao trở nên chính xác hơn, sao cụm đã chia sẻ một chuyển động thích hợp phổ biến trong không gian. Bằng cách so sánh các tấm ảnh của Pleiades cụm thực hiện trong năm 1918 với hình ảnh chụp vào năm 1943, van Maanen đã có thể xác định những ngôi sao đã có một chuyển động thích hợp tương tự như các chuyển động trung bình của các cụm, và vì thế nhiều khả năng được các thành viên. [ 26] các phép đo quang phổ cho thấy vận tốc xuyên tâm phổ biến, do đó cho thấy rằng các cụm bao gồm các ngôi sao dính với nhau như một nhóm. [2] Các biểu đồ màu sắc-độ lớn đầu tiên của cụm sao mở được xuất bản bởi Ejnar Hertzsprung vào năm 1911, cho cốt truyện cho các Pleiades và Hyades cụm sao. Ông tiếp tục công việc này trên cụm sao mở cho hai mươi năm tiếp theo. Từ số liệu quang phổ, ông đã có thể xác định giới hạn trên của chuyển động nội bộ cho các cụm mở, và có thể ước tính rằng tổng khối lượng của các đối tượng này không vượt quá vài trăm lần khối lượng của Mặt Trời Ông đã chứng minh mối quan hệ giữa các màu sắc sao và độ lớn của họ, và vào năm 1929 nhận thấy rằng các cụm Hyades và Praesepe có dân số sao khác với Pleiades. Điều này sau đó sẽ được hiểu như là một sự khác biệt trong độ tuổi từ ba cụm. [27] Sự hình thành [sửa] ánh sáng hồng ngoại cho thấy các cụm sao mở dày đặc hình thành ở trung tâm của tinh vân Orion. Sự hình thành một cụm sao mở bắt đầu với sự sụp đổ của một phần của một đám mây phân tử khổng lồ, một đám mây dày đặc lạnh của khí và bụi có chứa lên đến nhiều ngàn lần khối lượng của Mặt Trời Những đám mây này có mật độ khác nhau tùy 102-106 phân tử hydro trung tính mỗi cm3, với sự hình thành sao xảy ra ở những vùng có mật độ trên 104 phân tử trong một cm3. Thông thường, chỉ có 1-10% của các đám mây bởi khối lượng là trên mật độ sau này. [28] Trước khi sụp đổ, những đám mây duy trì cân bằng cơ học của họ thông qua các từ trường, sự xáo động, và xoay. [29] Có nhiều yếu tố có thể phá vỡ sự cân bằng của một đám mây phân tử khổng lồ, gây ra một sự sụp đổ và khởi xướng các vụ nổ hình thành sao mà có thể dẫn đến một cụm sao mở. Chúng bao gồm các sóng xung kích từ một siêu tân tinh, va chạm với các đám mây khác, hoặc tương tác hấp dẫn. Thậm chí không cần kích hoạt từ bên ngoài, các khu vực của các đám mây có thể đạt được điều kiện mà họ trở nên không ổn định chống lại sự sụp đổ. [29] Các khu vực điện toán đám mây đang sụp đổ sẽ trải qua sự phân mảnh phân cấp thành các khối bao giờ nhỏ hơn, bao gồm một hình thức đặc biệt dày đặc được gọi là đám mây đen hồng ngoại, cuối cùng dẫn đến hình thành lên đến vài ngàn sao. Hình thành sao này bắt đầu che phủ trong các đám mây bị sụp đổ, ngăn chặn các tiền sao từ tầm nhìn nhưng cho phép quan sát hồng ngoại. [28] Trong các thiên hà Milky Way, tốc độ hình thành các cụm sao mở được ước tính là một vài ngàn năm. [30] Cái -called "Pillars of Creation", một khu vực của Eagle Nebula nơi các đám mây phân tử đang được bốc hơi của trẻ, các ngôi sao lớn The nóng nhất và lớn nhất của các ngôi sao mới hình thành (được gọi là sao OB) sẽ phát ra bức xạ tia cực tím cường độ cao, mà đều đặn ion hóa khí xung quanh của các đám mây phân tử khổng lồ, tạo thành một vùng H II. Gió sao và áp suất bức xạ từ những ngôi sao khổng lồ bắt đầu để xua đi những khí ion hóa nóng với tốc độ phù hợp với tốc độ của âm thanh trong khí. Sau một vài triệu năm cụm chí cũ