miniatura|Cúmulo estelar aberto M11. Pode observarse a súa estrutura pouco densa formada por estrelas novas e brillantes. miniatura|As Pléiades son o cúmulo aberto máis popular e recoñecido. Os cúmulos estelares abertos son grupos de estrelas formados a partir dunha mesma Nube molecular, sen estrutura e en xeral asimétricos. Tamén se denominan cúmulos galácticos, xa que se poden encontrar por todo o plano galáctico.
As estrelas dos cúmulos abertos atópanse ligadas entre si gravitacionalmente, pero en menor medida que as dos cúmulos globulares. As estrelas que albergan adoitan ser novas, masivas e moi quentes e o seu número pode oscilar desde unha decena ata varios miles. Atópanse repartidos en espazos da orde da trintena de anos luz e, debido ás forzas de marea producidas polo centro da galaxia, vanse disgregando lentamente. Tan só se observan cúmulos abertos en galaxias espirais e irregulares, debido a que nelas a formación estelar é máis activa.
O diámetro medio dos cúmulos abertos é duns 10 parsecs (30 anos luz), e aínda que se clasificaron ao redor de 1.100 cúmulos abertos na nosa galaxia, estímase que a cifra podería ser cen veces superior. Este número tan escaso débese a que os cúmulos que se atopan a máis de 5.000 anos luz respecto da nosa posición (o diámetro da Vía Láctea é de 100 000 anos luz) non poden ser vistos nin sequera cos telescopios máis potentes, xa que o po galáctico dificulta a súa observación provocando o que se coñece como absorción interestelar (o medio interestelar absorbe parte da luz, chegando á Terra máis debilitada), a cal, ademais, afecta en maior grao á luz azul, polo que os cúmulos abertos, ricos en estrelas azuis e localizados especialmente no disco galáctico, vense moi prexudicados neste sentido.
Os cúmulos abertos máis novos poden estar contidos aínda na nube molecular que lles deu orixe, iluminándoa e orixinando unha rexión H II. Co paso do tempo, a presión de radiación proveniente do cúmulo provocará que a nube molecular se disperse. Polo xeral, estímase que o 10% da masa dunha nube de gas se condensará en forma de estrelas antes de que a presión de radiación expulsase o resto do gas.
Os cúmulos abertos son obxectos moi importantes para o estudo da formación estelar. Debido a que todas as estrelas do cúmulo teñen a mesma idade e similar composición química, pódense estudar máis facilmente os parámetros variables que nas estrelas illadas.
As Híades forman o cúmulo aberto máis próximo á Terra, mentres que o das Pléiades é o exemplo máis famoso de cúmulo aberto, o máis brillante e conspicuo de todos, ambas na constelación de Tauro.
Observación a través da historia esquerda|miniatura|250x250px|NGC 2244, cúmulo aberto situado na nebulosa Roseta. Alberga multitude de estrelas azuis novas, moi quentes, que xeran gran cantidade de radiación e fortes ventos estelares. Xa desde a antigüidade os cúmulos abertos máis destacados, como as Pléiades, as Híades ou Praesepe foron recoñecidos como grupos de estrelas. Tolomeo, no ano 138 a. C., xa mencionaba algúns cúmulos abertos como o que leva o seu nome (Cúmulo de Tolomeo) ou o próximo Melote 111. Outros crían que eran nebulosas e, por fin, tras a invención do telescopio en 1609, Galileo Galilei observou Praesepe e recoñeceu por primeira vez que estaba constituído por estrelas. Como os cúmulos abertos son moi brillantes, podíanse ver facilmente cos primeiros telescopios, e en 1782 xa se coñecían 66 cúmulos abertos diferentes. As observacións telescópicas descubriron dous tipos distintos de cúmulos: algúns deles contiñan centos de estrelas que se encontraban distribuídas formando unha esfera regular, e adoitaban aparecer en torno ao centro da Vía Láctea; e outros presentaban unha escasa poboación de estrelas, distribuídas irregularmente, encontrándose dispersos en toda a galaxia. Os astrónomos dividiron os cúmulos estelares en cúmulos globulares e cúmulos abertos, respectivamente.
Pronto se percataron de que as estrelas dos cúmulos abertos se encontraban fisicamente relacionadas. En 1767, o reverendo John Michell calculou que a probabilidade de que un grupo de estrelas, como as Pléiades, sexa o resultado da disposición que se observa desde a Terra se fosen estrelas sen relación, é de só 1 entre 496.000. A astrometría volveuse máis precisa, revelando que as estrelas do cúmulo posúen un movemento propio común a través do espazo, e as medidas espectroscópicas mostraron unha velocidade radial común, demostrando definitivamente que as estrelas dos cúmulos naceron ao mesmo tempo, que se encontran á mesma distancia de nós e que están relacionadas entre elas como grupo.
A pesar de que os cúmulos abertos e os cúmulos globulares forman dous grupos distintos, realmente non existe diferenza apreciable entre un cúmulo globular de moi escasa densidade e un cúmulo aberto con moita poboación de estrelas. Algúns astrónomos cren que os dous tipos de cúmulos estelares funcionan a partir do mesmo mecanismo, sendo a única diferenza que as condicións que permitiron a formación dos cúmulos globulares que conteñen centos de miles de estrelas xa non se dan actualmente na nosa galaxia.
Formación miniatura|300x300px|Nebulosa de Orión. A imaxe da dereita está tomada polo espectro infravermello e pon en evidencia a formación un denso cúmulo aberto no centro denominado "Trapecio de Orión". Unha gran parte das estrelas formáronse orixinalmente en sistemas múltiples (é dicir, de máis dunha estrela), xa que unha soa nube de gas que conteña varias veces a masa do Sol sería o suficientemente pesada como para colapsar baixo a súa propia gravidade, pero non tería maneira de facelo nunha estrela illada.
Os cúmulos abertos tardan moi pouco tempo en formarse se os comparamos coa vida dos mesmos. A súa formación comeza co colapso de parte dunha gran nube molecular, unha densa e inmesa nube de gas moi frío que alberga varios centos de veces a masa do Sol. Existen multitude de factores que poden iniciar o colapso da nube molecular, ou de parte dela, e polo tanto comezar a formar o cúmulo aberto, como poden ser as ondas de choque dunha supernova próxima ou as interaccións gravitacionais, entre outros moitos. Unha vez que a nube molecular comezou a colapsar, vaise fragmentando en grupos cada vez máis pequenos, obtendo como resultado a formación de varios miles de estrelas. Na nosa galaxia, estímase que o ritmo de formación de cúmulos abertos é dun cada poucos miles de anos.
Unha vez que a formación das estrelas comezou, as máis quentes e masivas (de tipo OB) emitirán inxentes cantidades de radiación ultravioleta. Esta radiación ioniza rapidamente o gas circundante da gran nube molecular, o que causa a formación dunha rexión H II. Os ventos estelares das estrelas masivas, xunto coa presión de radiación, dirixen cara a fóra os gases da nube e vanos expulsando co tempo; ao cabo duns poucos millóns de anos o cúmulo experimentará a súa primeira supernova, contribuíndo en gran medida a expulsar gas do sistema. Pasadas varias ducias de millóns de anos, o cúmulo xa se encontra libre de gas e a formación de estrelas finalizou. Polo xeral, menos do 10% do gas inicial do cúmulo chega a formar parte das estrelas antes de ser disipado. esquerda|miniatura|300x300px|Cúmulo Dobre de Perseo, un cúmulo aberto binario. Outro modelo posible é que o cúmulo se forme rapidamente a causa da contracción do núcleo da nube molecular e, unha vez que as estrelas máis masivas comezan a contraerse ata que o gas é repelido, adoitan pasar dun a tres millóns de anos, e debido a que xeralmente só o 30% ou o 40% do gas do núcleo da nube forma estrelas, o proceso de expulsión do gas residual pode prexudicar seriamente o cúmulo, podendo perder gran parte das súa estrelas, ou incluso a totalidade delas. Os cúmulos que se forman deste modo sofren unha perda de masa bastante significativa nas primeiras etapas de formación, e unha parte importante das estrelas morre no proceso. Debido a que a maioría das estrelas, se non todas, se forman en cúmulos, coñéceselles como piares fundamentais da construción das galaxias. A violenta expulsión de gas que dá forma aos cúmulos estelares no momento do seu nacemento deixa pegada na morfoloxía e estrutura cinemática da galaxia.
Pode suceder que dous ou máis cúmulos abertos separados se formasen a partir da mesma nube molecular. Un exemplo disto témolo na Gran Nube de Magalhães, onde os cúmulos Hodge 301 e R136 se formaron na Nebulosa da Tarántula. Na nosa galaxia, o rastrexo do movemento de dous importantes cúmulos abertos próximos, Híades e Praesepe, suxire que se formaron a partir da mesma nube uns 600 millóns de anos atrás.
En ocasións, dous cúmulos que nacen ao mesmo tempo poden chegar a formar un cúmulo binario, e cálculase que aproximadamente o 8% dos cúmulos abertos o son. O mellor exemplo da Vía Láctea son os cúmulos "h Persei" e "χ Persei", os cales forman o chamado Cúmulo Dobre de Perseo, aínda que se coñece que existen con seguridade, polo menos dez cúmulos dobres máis. Non obstante, coñécense moitos máis casos tanto na Pequena como na Gran Nube de Magalhães, pois a súa detección resulta máis fácil en sistemas externos que na nosa propia galaxia, debido a que os efectos de proxección poden provocar que os cúmulos sen relación algunha aparezan moi próximos uns dos outros.
Morfoloxía e clasificación Os cúmulos abertos poden variar desde cúmulos moi dispersos duns poucos membros ata densas aglomeracións de miles de estrelas. Adoitan seguir a mesma estrutura: un núcleo denso e rodeado dunha coroa máis difusa. Polo xeral, o núcleo ten un diámetro de 3-4 anos luz, e a coroa esténdese ata os 20 anos luz do centro do cúmulo. No centro do cúmulo a densidade adoita ser da orde de 1,5 estrelas por cada ano luz cúbico, unhas 500 veces máis elevada que próxima do Sol.
En 1930, Harlow Shapley ideou un sistema moi sinxelo de clasificación de cúmulos abertos, que describe a riqueza do número de estrelas e a concentración do cúmulo. Consiste simplemente nunha letra, de "a" a "g": a: Irregularidades de campo b: Asociacións estelares c: Cúmulos irregulares e moi levemente ligados d: Cúmulos levemente ligados e: Cúmulos con riqueza e concentración intermedia f: Cúmulos bastante concentrados g: Cúmulos cunha gran riqueza e concentración
No mesmo ano, Robert Trumpler ideou un sistema de clasificación de cúmulos abertos moito máis complexo. Segundo dito sistema, cada cúmulo recibe tres caracteres: O primeiro deles, en numeración romana, pode oscilar entre I e IV e indica a súa concentración e tamaño ata a estrela máis próxima (de maior a menor). O segundo escríbese en numeración arábiga, pode variar entre 1 e 3, e revela información sobre a luminosidade dos seus membros (de menos a máis) O último carácter pode ser un p, un m ou un r, e indica se o cúmulo é pobre (menos de 30), medio (entre 50 e 100) ou rico (máis de 100) en estrelas, respectivamente. Ademais, se o cúmulo se atopa dentro dunha nebulosa, ao final engádese a letra n.
En 1990 publicouse un compendio de todos os cúmulos abertos da nosa galaxia coñecidos ata entón, todos eles clasificados co sistema de Trumpler.
As Pléiades, baixo o sistema de clasificación de Trumpler, queda catalogado como "I3rn" (moi concentrado e luminoso, rico en poboación de estrelas, e incluído dentro dunha nebulosa), mentres que a clasificación das Hyades é "II3m" (máis disperso e con poucas estrelas).
Distribución nas galaxias esquerda|miniatura|267x267px|NGC 346, un cúmulo aberto situado na Pequena Nube de Magalhães. Nas galaxias espirais, os cúmulos abertos sempre se atopan nos brazos espirais, onde a densidade dos gases é maior. Ademais, os cúmulos abertos sitúanse no plano da galaxia.