Cúmul obert

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Cúmul estel·lar obert M11, el cúmul de l'ànec salvatge. Es pot veure com presenta una estructura poc densa i està format per estrelles joves i brillants.

Un cúmul estel·lar obert és un grup nombrós de estrelles que pot contenir alguns milers d'objectes formats gairebé simultàniament a partir d'un mateix núvol molecular i que romanen encara lligats per la gravitació. Els cúmuls oberts es troben únicament a galàxies amb formació estel·lar activa, és a dir, en galàxies espirals o irregulars. Típicament tenen edats inferiors a uns pocs centenars de milions d'anys i es rompen i dispersen en la seva rotació al voltant del centre galàctic per interaccions gravitacionals amb altres cúmuls o per trobades properes entre les seves pròpies estrelles.

Els cúmuls més joves poden estar encara continguts dins del núvol molecular del que es van formar, il·luminant-lo i constituint regions H II. Amb el temps, la pressió de radiació del cúmul dispersa el gas del núvol molecular deixant únicament les estrelles. Aproximadament un 10% de la massa del núvol molecular pot condensar-se en forma d'estrelles abans de dispersar-se per la pressió de radiació.

Els cúmuls estel·lars són objectes importants en l'estudi de l'evolució estel·lar. Atès que totes les estrelles membre són d'edat i composició química similar poden ser utilitzades per a estudiar les seves propietats molt millor que en el cas d'estrelles aïllades.

Totes les estrelles s'han format en brots de formació estel·lar però les de més edat, com el nostre Sol ja fa molt de temps que es van allunyar de les seves companyes natals.

Història de les observacions[modifica | modifica el codi]

El cúmul del pessebre, un dels cúmuls oberts més cridaners de l'hemisferi nord, conegut des de l'antiguitat.

Les Plèiades, les Híades o el Pessebre, han estat cúmuls oberts reconeguts com a grups d'estrelles des de ben antic. Ptolemeu, a l'any 138 a. C., ja esmentava alguns cúmuls oberts com el que porta el seu nom (Cúmul de Ptolemeu) o el proper Melotte 111. D'altres es coneixien com a zones nebuloses i no serà fins a la invenció del telescopi, que Galileu al 1609 va observar El Pessebre i va reconèixer per primera vegada que estava constituït per estrelles. Com els cúmuls oberts són molt brillants, es podien veure fàcilment amb els primers telescopis, i en 1782 ja es coneixien 66 cúmuls oberts diferents. Les observacions telescòpiques van descobrir dos tipus diferents de cúmuls, un dels quals contenia centenars d'estrelles que es trobaven distribuïdes formant una esfera regular i solien aparèixer al voltant del centre de la Via Làctia, i l'altre presentava una escassa població d'estrelles distribuïdes irregularment, i que es trobaven repartits per tota la galàxia. Els astrònoms van dividir els cúmuls estel·lars en cúmuls globulars i cúmuls oberts, respectivament. Els cúmuls oberts també s'anomenen cúmuls galàctics,un terme introduït per Robert Julius Trumpler al 1925,[1] ja que es poden trobar a tota la galàxia.[2]

Aviat es van adonar que les estrelles dels cúmuls oberts es trobaven físicament relacionades. En 1767, el reverend John Michell va calcular que la probabilitat que un grup d'estrelles, com les Plèiades, sigui el resultat de la disposició que s'observa des de la Terra si fossin estrelles sense relació, és de només d'1 entre 496.000. [3] En la dècada de 1790, l'astrònom anglès William Herschel va començar un estudi sobre els objectes nebulosos. Va descobrir que moltes d'aquestes característiques es podien resoldre en agrupacions d'estrelles individuals. Va concebre la idea que les estrelles inicialment estaven disperses en l'espai, però que es van anar ajuntant en cúmuls a causa de l'atracció gravitatòria.[4] Herschel va dividir les nebuloses en vuit classes, des de la classe VI a la VIII es classificaven cúmuls d'estrelles.[5]

Centenars de cúmuls oberts s'han afegit a la llista dels catàlegs NGC i del IC.[6] Les observacions telescòpiques han revelat dos tipus diferetns de cúmuls, uns que contenen milers d'estrelles en una distribució esfèrica regular i preferentment cap al centre de la Via Làctia,[7] i l'altre format per poblacions d'estrelles disperses amb una forma més irregular i distribuïts per tot el cel. Els astrònoms van donar el nom de cúmuls globulars a aquest darrers.

Quan l'astrometria es va tornar més precisa, es va revelar que les estrelles del cúmul tenien un moviment propi comú a través de l'espai, [8] i les mesures espectroscòpiques van mostrar una velocitat radial comú, demostrant definitivament que les estrelles dels cúmuls van néixer al mateix temps, que es troben a la mateixa distància de nosaltres i que estan relacionades entre elles com a grup.

Tot i que els cúmuls oberts i els cúmuls globulars formen dos grups diferents, realment no hi ha diferència apreciable entre un cúmul globular de molt escassa densitat i un cúmul obert amb molta població d'estrelles. Alguns astrònoms creuen que els dos tipus de cúmuls estel·lars funcionen a partir del mateix mecanisme, sent l'única diferència que les condicions que van permetre la formació dels cúmuls globulars que contenen centenars de milers d'estrelles ja no es donen actualment en la nostra galàxia.

Formació[modifica | modifica el codi]

Nebulosa d'Orió. La imatge de la dreta presa en l'espectre infraroig posa en evidència la formació d'un dens cúmul obert al centre denominat "Cúmul del Trapezi".

Una gran part de les estrelles s'han format originàriament en sistemes múltiples (és a dir, de més d'una estrella), [9] ja que un sol núvol de gas que contingui diverses vegades la massa del Sol seria prou pesada com per col·lapsar sota la seva pròpia gravetat, però no hi hauria manera de fer-ho en una estrella aïllada. [10]

Els cúmuls oberts triguen molt poc temps a formar-se si ho comparem amb la seva vida. La seva formació comença amb el col·lapse de part d'un gran núvol molecular, un dens i immens núvol de gas molt fred que alberga diversos centenars de vegades la massa del Sol. Existeixen multitud de factors que poden iniciar el col·lapse del gran núvol molecular, o de part d'ell, i per tant començar a formar el cúmul obert, com poden ser les ones de xoc d'una supernova propera o les interaccions gravitacionals, entre molts altres factors. Una vegada que el gran núvol molecular ha començat a col·lapsar-se, es va fragmentant en grups cada vegada més petits, obtenint com a resultat la formació de diversos milers d'estrelles. En la nostra galàxia, s'estima que el ritme de formació de cúmuls oberts és d'un cada pocs milers d'anys. [11]

Una vegada que la formació d'estrelles ha començat, les més calentes i massives (de tipus OB) emetran ingents quantitats de radiació ultraviolada. Aquesta radiació ionitza ràpidament el gas circumdant del gran núvol molecular, el que causa la formació d'una regió HII. Els vents estel·lars de les estrelles més massives, juntament amb la pressió de radiació, dirigeixen cap a fora els gasos del núvol i els van expulsant amb el temps, al cap d'uns pocs milions d'anys el cúmul experimentarà la seva primera supernova, contribuint en gran mesura a expulsar gas del sistema. Passades diverses desenes de milions d'anys, el cúmul ja es troba lliure de gas i la formació d'estrelles ha finalitzat. En general, menys del 10% del gas inicial del cúmul arriba a formar part de les estrelles abans de dissipar-se. [11]

Cúmul doble de Perseu, un cúmul obert binari.

Un altre model possible és que el cúmul es formi ràpidament a causa de la contracció del nucli del núvol molecular i, un cop que les estrelles més massives comencen a brillar, expulsin el gas residual a la velocitat del so. Des que el nucli del núvol comença a contreure fins que el gas és repelido sol passar d'un a tres milions d'anys, i pel fet que generalment només el 30% o 40% del gas del nucli del núvol forma estrelles, el procés d'expulsió del gas residual pot perjudicar seriosament al cúmul, pot perdre gran part de les seves estrelles, o fins i tot la totalitat d'elles. [12] Els cúmuls que es formen d'aquesta manera pateixen una pèrdua de massa força significativa en les primeres etapes de formació i una part important de les estrelles moren en el procés. Com que la majoria de les estrelles, si no totes, es formen en cúmuls, se'ls coneix com els pilars fonamentals de construcció de les galàxies. La violenta expulsió de gas que dóna forma als cúmuls estel·lars en el moment del seu naixement deixa empremta en la morfologia i estructura cinemàtica de la galàxia. [13]

Pot passar que dos o més cúmuls oberts separats s'hagin format a partir del mateix núvol molecular. Un exemple d'això el tenim al Gran Núvol de Magalhães, on els cúmuls Hodge 301 i R136 es van formar en la Nebulosa de la Taràntula. A la nostra galàxia, el rastreig del moviment de dos importants cúmuls oberts propers, Híades i El Pessebre, suggereix que es van formar a partir del mateix núvol 600 milions d'anys enrere. [14]

De vegades, dos cúmuls que neixen al mateix temps poden arribar a formar un cúmul binari, i es calcula que aproximadament el 8% dels cúmuls oberts ho són. El millor exemple de la Via Làctia és el cúmul doble de NGC 869 i NGC 884 (a vegades anomenats erròniament h i χ Persei; h es refereix a una estrelles propera i χ als dos cúmuls), es coneixen almenys 10 cúmuls dobles. [15]

Morfologia i classificació[modifica | modifica el codi]

Els cúmuls oberts poden variar des de cúmuls molt dispersos d'uns pocs membres fins denses aglomeracions de milers d'estrelles. Solen seguir la mateixa estructura: un nucli dens envoltat d'una corona més difusa. En general, el nucli té un diàmetre de 3-4 anys llum, i la corona s'estén fins a 20 anys llum del centre del cúmul. Al centre del cúmul la densitat sol ser de l'ordre de 1,5 estrelles per cada any llum cúbic, unes 500 vegades més elevada que prop del Sol [16]

En 1930, Harlow Shapley va idear un sistema molt senzill de classificació de cúmuls oberts, que descriu la riquesa del nombre d'estrelles i la concentració del cúmul. Consisteix simplement en una lletra, de l' "a" a la "g": [17]

  • A, Irregularitats de camp
  • B, Associacions estel·lars
  • C, Cúmuls irregulars i molt lleument lligats
  • D, Cúmuls lleument lligats
  • I, Cúmuls amb riquesa i concentració intermèdia
  • F, Cúmuls força concentrats
  • G, Cúmuls amb una gran riquesa i concentració

En el mateix any, Robert Trumpler va idear un sistema de classificació de cúmuls oberts molt més complex. Segons aquest sistema, cada cúmul rep tres caràcters:

  • Segons la concentració i gràndaria fins l'estrella més propera (de major a menor), en numeració romana, pot oscil·lar entre I-IV.
    • I : concentració forta;
    • II : concentració mitjana alta;
    • III : concentració mitjana baixa;
    • IV : concentració feble ;
  • Segons la seva lluminositat (de menor a major) s'escriu en numeració aràbiga.
    • 1 : totes les estrelles tenen la mateixa lluminositatétoiles ont la même luminosité ;
    • 2 : repartició uniforme ;
    • 3 : nombroses estrelles poc brillants;
  • Segons el nombre d'estrelles,
    • p : pobre, menys de 50 estrelles ;
    • m : mitjà entre 50 i 100 estrelles ;
    • r : ric més de 100 estrelles.

A més, si el cúmul es troba dins d'una nebulosa, al final se li afegeix la lletra n. [18]

En 1990 es va publicar un compendi de tots els cúmuls oberts de la nostra galàxia coneguts fins llavors, tots ells classificats amb el sistema de Trumpler. [19]

Les Plèiades, sota el sistema de classificació de Trumpler, queda catalogada com "I3rn" (molt concentrades i lluminoses, riques en població d'estrelles, i incloses dins d'una nebulosa), mentre que les Híades són "II3m" (més disperses i amb poques estrelles).

Nombre i distribució[modifica | modifica el codi]

NGC 346, un cúmul obert situat a la Petit Núvol de Magallanes .

En les galàxies espirals, els cúmuls oberts sempre es troben en els braços espirals, on la densitat dels gasos és més gran. A més, els cúmuls oberts se situen en el pla de la galàxia. [20]

En les galàxies irregulars, els cúmuls oberts poden trobar-se en qualsevol lloc, encara que per regla general com més gran és la densitat dels gasos solen formar-se un nombre major de cúmuls. No obstant això, no existeixen evidències de cúmuls oberts a les galàxies el·líptiques, ja que la formació d'estrelles en aquest tipus de galàxies va finalitzar molts milions d'anys enrere, i per tant els cúmuls oberts que es van poder formar en el passat han tingut temps per dispersar-se.

A la nostra galàxia, la distribució dels cúmuls depèn en gran mesura de l'edat, els més antics es troben a grans distàncies del centre de la galàxia. Això es deu al fet que les forces de marea són més potents a prop del centre de la galàxia i per tant les probabilitats d'alterar el cúmuls són majors. Per aquesta raó, els cúmuls que s'originen en les regions interiors de la galàxia tendeixen a dispersar-se amb més rapidesa i a una edat molt primerenca, al contrari del que succeeix amb els cúmuls que s'originen en les regions més externes. [21]

Coneixem al voltant de 1.100 cúmuls oberts en la nostra galàxia, però s'estima que la xifra real podria ser cent vegades més elevada. [22] [23]

Composició estel·lar[modifica | modifica el codi]

Un cúmul d'estrelles d'uns pocs milions d'anys (a baix a la dreta) il·lumina la nebulosa de la Taràntula en el Gran Núvol de Magallanes.

Com que els cúmuls oberts es dispersen abans que la majoria de les seves estrelles finalitzin les seves vides, la llum que emeten sol estar dominada per les joves estrelles blaves, de gran lluminositat i temperatura. Aquestes estrelles són les més massives i la seva vida, de només unes poques desenes de milions d'anys, és la més curta de totes les estrelles, ja que consumeixen molt ràpidament el seu combustible. Per aquest motiu, els cúmuls oberts més antics solen contenir més estrelles grogues.

Alguns cúmuls oberts, però, alberguen estrelles blaves més joves que la resta d'estrelles del cúmul. Aquests estrelles, observades també en els cúmuls globulars, reben el nom de estrella estrelles endarrerides blaves. Es creu que en els densos nuclis dels cúmuls globulars, aquestes estrelles s'originen a causa de col·lisions entre estrelles, formant una estrella més massiva i calenta. No obstant això, els cúmuls oberts no presenten la densitat d'estrelles dels globulars, de manera que les col·lisions entre estrelles no poden explicar la seva formació. En lloc d'això, es pensa que la gran majoria s'originen a causa d'interaccions dinàmiques amb altres estrelles, formant un sistema binari i fusionant-se en una sola estrella. [24]

Amb el temps, les estrelles de mitjana i baixa massa esgotaran les seves reserves d'hidrogen i no poden prosseguir la fusió nuclear, deixant escapar les seves capes externes per formar una nebulosa planetària i convertint-se en nanes blanques. Tot i que la gran majoria dels cúmuls es dispersen abans que el nombre d'estrelles que hagin assolit l'etapa de nanes blanques sigui significatiu, el nombre observat d'aquestes estrelles és molt menor del que caldria esperar si tenim en compte l'edat del cúmul i la seva distribució inicial de la massa estel·lar. Una possible explicació d'aquesta escassetat podria ser que quan es troben en la fase de gegant vermella i les seves capes externes són expulsades, es podria donar una lleugera asimetria en la pèrdua de material, provocant una espècie de "cop" que llançaria l'estrella a una velocitat d'uns pocs quilòmetres per segon, per tal d'escapar del cúmul. [25]

Evolució[modifica | modifica el codi]

NGC 3603 és una regió H II gegant que alberga un cúmul obert de 2.000 estrelles. Es tracta de l'única regió H II gegant de la Via Làctia que emet longituds d'ona visibles.

Molts cúmuls oberts són inestables, és a dir, que la velocitat d'escapament del sistema és menor que la velocitat mitjana de les estrelles que conté. Aquests cúmuls es dispersen ràpidament en només uns quants milions d'anys. En molts casos, l'expulsió de gas a causa de la pressió de radiació de les estrelles joves més calentes redueix la massa del cúmul prou com per a permetre una ràpida dispersió.[26]

Els cúmuls que tenen massa suficient per romandre lligats per la gravetat, una vegada que la nebulosa s'ha evaporat, poden romandre fàcilment distingibles durant desenes de milions d'anys, però, amb el temps, els processos tant interns com externs tendiran sempre a dispersar-los. Pel que fa als processos interns, poden ocórrer trobades entre dues estrelles del cúmul, provocant que la velocitat d'una d'elles s'elevi fins a superar la velocitat d'escapament del cúmul, la qual cosa, a la llarga, es tradueix en una lenta però gradual "evaporació" dels seus membres.[27]

Pel que fa als processos externs, un cúmul obert es pot veure afectat per determinats esdeveniments com per exemple si passa a prop o a través d'un núvol molecular, el que es calcula que sol passar aproximadament cada 500 milions d'anys. Les forces de marea que es generen en la trobada tendeixen a alterar en gran mesura el cúmul. Finalment, el cúmul es converteix en un corrent d'estrelles, sense estar prou juntes com per considerar-se cúmul, però guardant relació entre elles i movent-se en direccions i velocitats similars. El temps que passa fins que el cúmul es veu afectat depèn de la densitat d'estrelles inicial, trigant més temps els cúmuls més comprimits. S'estima que la vida mitjana d'un cúmul (quan ha perdut la meitat de les estrelles originals), oscil·la entre 150 i 800 milions d'anys, depenent de la densitat inicial. [28]

Una vegada que un cúmul deixa d'estar unit gravitacionalment, moltes de les seves estrelles es mouran per l'espai en trajectòries molt similars, formant el que es coneix com associació estel·lar, cúmul mòbil o grup mòbil. Algunes de les estrelles més brillants de l'Óssa Major van ser membres d'un cúmul obert que ara forma una associació d'aquest tipus, anomenada Associació estel·lar de l'Óssa Major,[29] que té 126 estrelles conegudes. Finalment, les seves diferents velocitats relatives faran que s'escampin per tota la galàxia. Un cúmul gran es coneix llavors com a un corrent, si es descobreix que les estrelles tenen velocitat i edats similars.[30][31]

Estudi de l'evolució estel·lar[modifica | modifica el codi]

Diagrama de Hertzsprung-Russell superposat per dos cúmuls oberts. NGC 188 és un cúmul més antic, per la qual cosa posseeix més estrelles allunyades de la seqüència principal que el cúmul M67 .

Quan es traça el diagrama de Hertzsprung-Russell per un cúmul obert, s'observa que la majoria de les seves estrelles es troben a la seqüència principal.[32] Les estrelles més massives han començat a abandonar la seqüència principal i s'estan convertint en gegants vermelles, de fet, les estrelles que no es troben a la seqüència principal solen utilitzar-se per estimar l'edat del cúmul.

Com que totes les estrelles d'un cúmul obert disten el mateix de la Terra i van néixer pràcticament alhora i del mateix material, les diferències en la brillantor aparent de les estrelles es deuen únicament a la seva massa.[32] Aquest fet fa que els cúmuls siguin ens molt útils en l'estudi de l'evolució estel·lar, ja que en comparar dues estrelles diferents molts dels paràmetres variables estan fixats.

L'estudi de les quantitats de liti i beril·li en els cúmuls oberts llança importants pistes sobre l'evolució de les estrelles i de les seves estructures internes. Mentre que el hidrogen no pot fusionar per formar heli fins que la temperatura arriba als 10 milions de K, el liti i el beril·li ho fan a temperatures de 2,5 i 3 , 5 milions de K, respectivament, el que significa que els seus quantitats depenen en gran mesura de la barreja a l'interior de les estrelles. L'estudi d'aquests dos elements permet fixar determinats paràmetres variables com ara l'edat o la composició química. [33]

Els estudis també revelen que l'abundància observada d'aquests elements és molt menor del que s'esperava segons les prediccions dels models d'evolució estel·lar. Tot i que encara no es comprèn totalment les causes d'aquesta mancança, una possibilitat és que la convecció a l'interior de les estrelles pugui arribar fins a regions on la radiació és la forma dominant de transport de energia. [34]

Els cúmuls oberts i l'escala de distàncies còsmiques[modifica | modifica el codi]

La determinació de les distàncies dels diferents objectes astronòmics és crucial per a la seva comprensió. No obstant això, la gran majoria d'aquests objectes es troben massa lluny com per a determinar la distància directament. L'escala de distàncies còsmiques estima aquestes distàncies basant-se en una sèrie de mesures indirectes, i de vegades incertes, en què s'involucren objectes més propers la distància dels quals es pot determinar de forma directa, per després anar augmentant gradualment altres objectes més distants. En aquest pas, els cúmuls oberts tenen un paper de gran rellevància.

Es pot mesurar directament la distància dels cúmuls oberts més propers mitjançant diversos mètodes. En primer lloc, la paral·laxi (és a dir, observar l'objecte des de la Terra quan aquesta es troba en un punt de la seva òrbita al voltant del Sol i tornar a observar quan es troba en el punt contrari, registrant llavors el petit canvi en la seva posició aparent) d'estrelles en els cúmuls oberts propers es pot mesurar de la mateixa manera que en les estrelles aïllades. Cúmuls com les Plèiades, les Híades i alguns altres que es troben dins del rang dels 500 anys llum de distància de la Terra es poden mesurar per aquest mètode. L'objectiu del satèl·lit Hipparcos va consistir a estimar amb més precisió aquestes distàncies pel mètode de la paral·laxi. [35]

Les Híades, el cúmul obert més proper a la Terra, la seva distància va ser estimada mitjançant el mètode del cúmul mòbil.[36]

Un altre mètode directe és l'anomenat mètode del cúmul mòbil i es basa en el fet que totes les estrelles d'un cúmul comparteixen el mateix moviment a través de l'espai. Si mesurem el moviment relatiu dels membres del cúmul podem deduir que convergeixen en un punt de fuga. La velocitat radial dels membres del cúmul pot determinar mitjançant el efecte Doppler del seu espectre, i si ja coneixem la velocitat radial, el moviment relatiu i la distància angular al punt de fuga, mitjançant simple trigonometria podem trobar la distància al cúmul. Les Híades són l'exemple més conegut d'aplicació d'aquest mètode, el qual revela que la distància Terra-Híades és de 46,34 ± 0,27 pàrsecs (151 anys llum aprox.). [36] [37]

Un cop s'han establert les distàncies als cúmuls més propers, altres tècniques poden estendre l'escala de distància fins cúmuls més llunyans. Es pot estimar la distància a un cúmul més llunyà relacionant la seqüència principal del diagrama de Hertzsprung-Russell amb un altre cúmul la distància del qual sigui coneguda. El cúmul obert més proper de nosaltres són les Híades i encara que hi ha una associació estel·lar a meitat de distància de les Híades, aquesta no es pot considerar cúmul obert perquè les seves estrelles no es troben lligades gravitacionalment. El cúmul obert conegut més llunyà de la Terra en la nostra galàxia s'anomena Berkeley 29, i es troba a una distància aproximada de 15.000 pàrsecs (gairebé 50.000 anys llum). [38] Els cúmuls oberts es poden detectar fàcilment en altres galàxies del Grup Local.

Conèixer amb precisió les distàncies als cúmuls oberts és de vital importància per determinar la relació en el període de lluminositat d'alguns tipus de estrelles variables, com les cefeides o les RR Lyrae, les quals poden utilitzar-se com candeles estàndard. Les distàncies d'aquestes estrelles lluminoses poden determinar encara que l'objecte es trobi molt lluny, i serveixen per estendre l'escala de distància còsmica fins a les galàxies properes del Grup Local.

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Portal

Portal: Astronomia

Cúmul estel·lar

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Trumpler, R. J.. «Spectral Types in Open Clusters». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 37, December 1925, pàg. 307. Bibcode: 1925PASP...37..307T. DOI: 10.1086/123509.(anglès)
  2. Basu, Baidyanath. «An Introduction to Astrophysics». PHI Learning Pvt. Ltd., 2003, pàg. 218.(anglès)
  3. Michell, John. «An Inquiry into the probable Parallax, and Magnitud, of the Fixed Stars, from the Quantity of Light which they affordable us, and the particular circumstances of their Situation». Philosophical Transactions, 57, 1767. p. 234-264.
  4. Hoskin, M.. «Herschel, William's Early Investigations of Nebulae - a Reassessment». Journal for the History of Astronomy, 10, 1979, pàg. 165–176. Bibcode: 1979JHA....10..165H.(anglès)
  5. Hoskin, M.. «Herschel's Cosmology». Journal of the History of Astronomy, 18, February 1987, pàg. 1–34. Bibcode: 1987JHA....18....1H.(anglès)
  6. Kaler, James B.. «Cambridge Encyclopedia of Stars». Cambridge University Press, 2006, pàg. 167.(anglès)
  7. Bok, Bart J.; Bok, Priscilla F.. «The Milky Way». Harvard University Press, 1981, pàg. 136.(anglès)
  8. Proctor, Richard A.. «Preliminary Paper on Certain Drifting Motions of the Stars». Proceedings of the Royal Society of London, 18, 1869. p. 169-171.
  9. Mathieu, Robert D.. «Pre-Main-Sequence Binary Stars». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 32, 1994. p. 465-530.(anglès)
  10. Boss, Alan P.. «The Jeans Mass Constraint and the Fragmentation of Molecular Cloud Cores». Astrophysical Journal Letters, 501, 1998. p. L77. (anglès)
  11. 11,0 11,1 Battinelli, Paolo; Capuzzo-Dolcetta, Roberto. «Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 249, març 1991. p. 76-83.(anglès)
  12. Kroupa, P.; Aarseth, S.J.; Hurley, J.. «The Formation of a Bound Star Cluster: From the Orion Nebula Cluster to the Pleiades». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 321, 2001. p. 699-712.(anglès)
  13. Kroupa, Pavel. «The Fonamental Building Blocks of Galaxies» p. 629, 2005.(anglès)
  14. Eggen, Olin J.. «Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 120, 1960. p. 540.(anglès)
  15. Subramaniam, A.; Gorti, U.; Sagar, R.; Bhatt, H. C.. «Probable binary open star clusters in the Galaxy». Astronomy and Astrophysics, 302, 1995. p. 86.(anglès)
  16. Nilakshi; Sagar, R.; Pandey, A. K.; Mohan, V.. «A study of spatial structure of galactic open star clusters». Astronomy and Astrophysics, 383, 2002. p. 153-162. (anglès)
  17. McGraw-Hill Book Company, Inc: New York, London.(anglès)
  18. Trumpler, Robert Julius. «Preliminary results on the distàncies, dimensions and space distribution of open star clusters». Lick Observatory bulletin, 1930. (anglès)
  19. «Die offene Sternhaufen unsere Galaxies». Verlag Harri Deutsch: Frankfurt, 1990.(alemany)
  20. Janes, K. A.; Phelps, R. L.. «The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk». The Astronomical Journal, 108, 1994. p. 1773-1785.(anglès)
  21. van den Bergh, S.; McClure, R. D.. «Galactic distribution of the oldest open clústers». Astronomy and Astrophysics, 88, 1980. p. 360-362.(anglès)
  22. SEDS. «Open Star Clusters» (en anglès). [Consulta: 30 jul]. (anglès)
  23. Dies, W. S.; Alessi, B. S.; Moitinho, A.; Lépine, J. R. D.. «New catalogue of optically visible open clústers and candidats». Astronomy and Astrophysics, 389, 2002. p. 871-873.(anglès)
  24. Andronovo, N.; Pinsonneault, M.; Terndrup, D.. «Formation of Blue Stragglers in Open Clústers». American Astronomical Society Meeting, 203, 2003.(anglès)
  25. Fellhauer, M.; Lin, D. N. C.; Bolte, M.; Aarseth, S. J.; Williams, K. A.. «The White Dwarf Dèficit in Open Clústers: Dynamical Processes». The Astrophysical Journal, 595, 2003. p. L53-L56.(anglès)
  26. Hills, J. G.. «The effect of mass loss on the dynamical evolution of a stellar system - Analytic approximations». Astrophysical Journal, 235, 1 de febrer de 1980. Bibcode: 1980ApJ...235..986H. DOI: 10.1086/157703.(anglès)
  27. de La Fuente, M.R.. «Dynamical Evolution of Open Star Clusters». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 110, 1998. Bibcode: 1998PASP..110.1117D. DOI: 10.1086/316220.(anglès)
  28. de la Font Marc, Raúl. «Dynamical Evolution of Open Star Clusters». The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 110, 1998. p. 1117.(anglès)
  29. Soderblom, David R.; Mayor, Michel. «Stellar kinematic groups. I - The Ursa Major group». Astronomical Journal, 105, 1993. Bibcode: 1993AJ....105..226S. DOI: 10.1086/116422. ISSN: 0004-6256.(anglès)
  30. Majewski, S. R.; Hawley, S. L.; Munn, J. A.. «Moving Groups, Stellar Streams and Phase Space Substructure in the Galactic Halo». ASP Conference Series, 92, pàg. 119. Bibcode: 1996ASPC...92..119M.(anglès)
  31. Sick, Jonathan; de Jong, R. S.. «A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies». Bulletin of the American Astronomical Society, 38, 2006, pàg. 1191. Bibcode: 2006AAS...20921105S.(anglès)
  32. 32,0 32,1 «Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare».(italià)
  33. VandenBerg, D.A.; Stetson, P.B.. «On the Old Open Clusters M67 and NGC 188: Convective Core Overshooting, Color-Temperature Relations, Distances, and Ages». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 2004, pàg. 997–1011. Bibcode: 2004PASP..116..997V. DOI: 10.1086/426340.(anglès)
  34. Vandenberg, Don A.; Stetson, P. B.. «On the Old Open Clústers M67 and NGC 188: Convective Core overshooting, Color-Temperature Relations, Distances, and Ages». The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 116, 2004. p. 997-1011. (anglès)
  35. Brown, Anthony G. A.. «Open Clústers and OB Associations: a Review». Revista Mexicana de Astronomia i Astrofísica, 2001. p. 89-96.(anglès)
  36. 36,0 36,1 Perryman, M. A. C.; Brown, A. G. A.; Lebreton, I.; Gomez, A.; Turon, C., de Strobel, G. Cayrel; Mermilliod, J. C.; ROBICHON, N.; Kovalevsky, J.; CRIF, F.. «26A ... 331 ... 81P The Hyades: distance, structure, dynamics, and age». Astronomy and Astrophysics, 331, 1998. p. 81-120.(anglès)
  37. Hanson, R. B.. «A study of the motion, membership, and Distància of the Hyades clúster». Astronomical Journal, 80, 1975. p. 379-401. (anglès)
  38. Bragaglia, A.; Held, E.V.; Tosi, M.. «Radial velocities and membership of stars in the old, distant open clúster Berkeley 29». Astronomy and Astrophysics, 429, 2005. p. 881-886.(anglès)