Son grupos de estrellas formados a partir de una misma nube molecular, sin estructura y en general asimétricos. También se denominan cúmulos galácticos.
Las estrellas de los cúmulos abiertos se encuentran ligadas entre sí gravitacionalmente, pero en menor medida que la de los cúmulos globulares.
Suelen ser jóvenes, masivas, muy calientes y su número puede oscilar desde una decena hasta varios miles. Se encuentran repartidas en espacios del orden de la treintena de años luz.
Los cúmulos abiertos se observan en galaxias espirales e irregulares, dado que en ellas la formación estelar es más activa.
El diámetro medio de los cúmulos estelares es de unos 10 pársecs (30 años luz).
Los cúmulos abiertos mas jóvenes pueden estar contenidos aún por la nube molecular que le dio origen, iluminándola.
Con el paso del tiempo, la presión de radiación proviniente del cúmulo provocará que la nube molecular se disperse.
En general, se estima que el 10% de la masa de una nube de gas se condensará en forma de estrellas antes de que la presión de radiación haya expulsado el resto del gas.
Los cúmulos abiertos son objetos muy importantes para el estudio de la formación estelar.
Las Híades son el cúmulo abierto más cercano a la Tierra, mientras que las Pléyades es el ejemplo más famoso de cúmulo abierto, el más brillante de todos.
FORMACIÓN
Los cúmulos abiertos tardan muy poco tiempo en formarse si lo comparamos con la vida del mismo. Su formación comienza con el colapso de parte de una gran nube molecular, una densa e inmensa nube de gas muy fría que alberga varios cientos de veces la masa del Sol.
Cuando una nube molecular comienza a colapsar, se fragmenta en pequeños grupos, y se obtienen como resultado miles de estrellas.
En nuestra galaxia, se estima que el ritmo de formación de cúmulos abiertos es de uno cada unos pocos de miles de años.
Una vez que la formación de estrellas ha comenzado, las más calientes y masivas (tipo OB) emitirán ingentes cantidades de radiación ultravioleta.
Otro modelo posible, es que el cúmulo se forme rápidamente a causa de la contracción del núcleo de la nube molecular y, una vez que las estrellas más masivas comienzan a brillar, expulsan el gas residual a la velocidad del sonido.
Puede ocurrir que dos o más cúmulos abiertos separados se hayan formado a partir de la misma nube molecular.
En ocasiones, dos cúmulos que nacen al mismo tiempo pueden llegar a formar un cúmulo binario, y se calcula que aproximadamente el 8% de los cúmulos abiertos lo son.
MORFOLOGÍA Y CLASIFICACIÓN
Los cúmulos abiertos pueden variar desde cúmulos muy dispersos de unos pocos miembros hasta densas aglomeraciones de miles de estrellas.
Por lo general tienen un núcleo con un diámetro de 3-4 años luz, y la corona se extiende hasta 20 años luz del centro del cúmulo.
En 1930, Harlow Shapley ideó un sistema muy sencillo de clasificación de cúmulos abiertos, que mostramos a continuación:
a) Irregularidades de campo.
b) Asociaciones estelares.
c) Cúmulos irregulares y muy levemente ligados.
d) Cúmulos levemente ligados.
e) Cúmulos con riqueza y concentración intermedia.
f) Cúmulos bastante concentrados.
g) Cúmulos con una gran riqueza y concentración.
DISTRIBUCIÓN EN LAS GALAXIAS
En las galaxias espirales, los cúmulos abiertos siempre se hallan en los brazos espirales donde la densidad de los gases es mayor.
En las galaxias irregulares, los cúmulos abiertos pueden encontrarse en cualquier lugar, aunque por regla general cuanto mayor es la densidad de los gases mayor número de cúmulos suelen formarse.
No existen evidencias de cúmulos abiertos en las galaxias elípticas, pues la formación de estrellas finalizó muchos millones de años atrás.
En nuestra Vía Láctea, se conocen alrededor de 1.100 cúmulos abiertos, pero se estima que la cifra real podría ser cien veces más elevada.
COMPOSICIÓN ESTELAR
Los cúmulos abiertos más antiguos suelen contener un mayor número de estrellas amarillas.
Algunos cúmulos abiertos, albergan estrellas azules más jóvenes que el resto de sus estrellas, a las que se denomina estrellas rezagadas azules.
Con el tiempo, las estrellas de mediana y baja masa agotarán sus reservas de hidrógeno y no podrán proseguir la fusión nuclear, dejando escapar sus capas externas para formar una nebulosa planetaria y convirtiéndose en enanas blancas.
DESTINO FINAL
Muchos cúmulos abiertos son inestables, por lo que la velocidad de escape del sistema es menor que la velocidad media de las estrellas que contiene. Estos cúmulos se dispersan en unos cuantos millones de años.
Los cúmulos que poseen masa suficiente para permanecer ligados por la gravedad, una vez que la nebulosa se ha evaporado, pueden permanecer fácilmente distinguibles durante decenas de millones de años, pero, con el tiempo, los procesos tanto internos como externos tenderán siempre a dispersarlo.
Los procesos internos, pueden ocurrir entre estrellas del cúmulo, provocando que la velocidad de una de ellas se eleve hasta superar la velocidad de escape del cúmulo, lo que, a la larga, se traduce en una lenta pero gradual "evaporación" de sus miembros.
En los procesos externos, un cúmulo abierto puede verse afectado por determinados eventos.
Una vez que el cúmulo deja de estar unido gravitacionalmente, muchas de sus estrellas se moverán por el espacio en trayectorias muy similares, formando lo que se conoce como asociación estelar, cúmulo móvil o grupo móvil.
Algunas estrellas más brillantes de la Osa Mayor fueron miembros de un cúmulo abierto que ahora forma una asociación de este tipo, denominada Asociación estelar de la Osa Mayor que tiene 126 estrellas conocidas.
Finalmente, sus diferentes velocidades relativas harán que se diseminen por toda la galaxia.
Damos aquí por finalizada esta entrada.
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