Diferencia entre revisiones de «Cúmulo abierto»

El diámetro medio de los cúmulos abiertos es de unos 10 [[pársec]]s (30 [[año luz|años luz]]), y aunque se han clasificado alrededor de 1.100 cúmulos abiertos en nuestra galaxia, se estima que la cifra podría ser cien veces superior.<ref name="SEDS" /> Este número tan escaso se debe a que los cúmulos que se encuentran a más de 5.000 años luz de nosotros (el diámetro de la Vía Láctea es de 100.000 años luz) no pueden ser vistos ni siquiera con los telescopios más potentes, pues el polvo galáctico dificulta su observación provocando lo que se conoce como [[absorción interestelar]] (el medio interestelar absorbe parte de la luz, llegando a la Tierra más debilitada), la cual, además, afecta en mayor grado a la luz azul, por lo que los cúmulos abiertos, ricos en estrellas azules y localizados especialmente en el disco galáctico, se ven muy perjudicados en este sentido.

[[Archivo:Trapezium cluster optical and infrared comparison.jpg|thumb|right|300px|[[Nebulosa de Orión]]. La imagen de la derecha está tomada en el espectro [[infrarrojo]] y pone en evidencia la formación de un denso cúmulo abierto en el centro denominado "Cúmulo del Trapecio".]]

Una vez que la formación de estrellas ha comenzado, las más calientes y masivas (de [[clasificación estelar|tipo OB]]) emitirán ingentes cantidades de [[radiación ultravioleta]]. Esta radiación ioniza rápidamente el gas circundante de la gran nube molecular, lo que causa la formación de una [[región H II]]. Los [[viento solar|vientos estelares]] de las estrellas más masivas, junto con la presión de radiación, dirigen hacia afuera los gases de la nube y los van expulsando con el tiempo; al cabo de unos pocos millones de años el cúmulo experimentará su primera [[supernova]], contribuyendo en gran medida a expulsar gas del sistema. Pasadas varias decenas de millones de años, el cúmulo ya se encuentra libre de gas y la formación de estrellas ha finalizado. Por lo general, menos del 10% del gas inicial del cúmulo llega a formar parte de las estrellas antes de ser disipado.<ref name="Battinelli1991" />

[[Archivo:Whitedwarf&planetarynebula.png|thumb|right|250px|Normalmente una estrella, al final de su vida, se expande formando una [[gigante roja]] para agotar todo el hidrógeno posible, hasta que poco después se colapsa formando una [[enana blanca]] y expulsando sus capas exteriores, que dan lugar a bellas [[nebulosa planetaria|nebulosas planetarias]].]]

[[Archivo:Open cluster HR diagram ages-ES.png|thumb|right|275px|[[Diagrama de Hertzsprung-Russell]] superpuesto para dos cúmulos abiertos. [[NGC 188]] es un cúmulo más antiguo, por lo que posee más estrellas alejadas de la [[secuencia principal]] que el cúmulo [[M67]].]]

[[Archivo:Hiady.jpg|thumb|right|250px|Las [[Híades (astronomía)|Híades]], el cúmulo abierto más cercano a la Tierra, cuya distancia fue estimada mediante el [[método del cúmulo móvil.]].<ref name="Perryman1998">{{cita publicación

Otro método directo es el llamado [[método del cúmulo móvil]] y se basa en el hecho de que todas las estrellas de un cúmulo comparten el mismo movimiento a través del espacio. Si medimos el movimiento relativo de los miembros del cúmulo podemos deducir que convergen en un [[punto de fuga]]. La [[velocidad radial]] de los miembros del cúmulo puede determinarse mediante el [[efecto Doppler]] de su [[espectro electromagnético|espectro]], y si ya conocemos la velocidad radial, el movimiento relativo y la distancia angular al punto de fuga, mediante simple [[trigonometría]] podemos hallar la distancia al cúmulo. Las [[Híades (astronomía)|Híades]] son el ejemplo más conocido de aplicación de este método, el cual revela que la distancia Tierra-Híades es de 46,34 ±0,27 [[pársec]]s (151 años luz aprox.).<ref name="Perryman1998" /><ref name="Hanson1975">{{cita publicación