Open cluster (original) (raw)

About DBpedia

Malfermita stelamaso estas stelamaso, kolektiĝo de dudek ĝis kelkaj mil steloj, kiuj evoluis el la sama . Ĝia koncentriĝo en la centro de la amaso estas relative malforta. Tamen ĝi klare kontrastas kontraŭ la stelfono. Pli koncentritaj stelamasoj nomiĝas globaj stelamasoj. Malfermitaj stelamasoj troviĝas nur en spiralaj aŭ neregulaj galaksioj, en kiuj ekestas steloj. Ili malofte estas pli aĝaj ol kelkajn cent milionojn da jaroj, ĉar kolizioj kun aliaj stelamasoj aŭ gasnuboj detruas ilin. Krome per internaj faktoroj ili povas perdi unuopajn stelojn.

thumbnail

Property Value
dbo:abstract العنقود المفتوح (بالإنجليزية: Open Stars Cluster)‏ عبارة عن مجموعة نجوم يصل عددها إلى بضعة آلاف تشكّلت من نفس السحابة الجزيئية العملاقة، وتمتلك نفس العمر تقريبًا. اكتُشف أكثر من 1100 عنقود مفتوح في مجرة درب التبانة، ويُعتقد أنه يوجد المزيد. إنّ هذه العناقيد مقيدة بشكل فضفاض عن طريق التجاذب الثقالي المتبادل، وتتمزق من خلال اللقاءات القريبة مع عناقيد أخرى ومع سحب غازية تدور حول المركز المجري. يمكن أن ينتج عن هذا هجرة جسم المجرة الرئيسي وفقدان مكونات العنقود عن طريق اللقاءات الداخلية القريبة. تبقى العناقيد المفتوحة بشكل عام بضع مئات الملايين من السنين، وتبقى العناقيد ذات الكتل الأكثر ضخامة حتى بضعة مليارات من السنين. في المقابل، تمارس العناقيد النجمية المغلقة الأكثر ضخامة تجاذب ثقالي أقوى على مكوناتها، وتتمكن من البقاء لفترة أطول. وُجدت العناقيد المفتوحة في المجرات الحلزونية وغير المنتظمة فقط، حيث يحدث فيها تشكل النجوم النشطة. رُبّما تُحتوى العناقيد المفتوحة الشابة ضمن السحابة الجزيئية التي تشكلت منها، مما يجعلها مضيئة لتشكل منطقة هيدروجين II. سيؤدي ضغط الإشعاع الناتج عن العنقود مع الوقت إلى بعثرة السحابة الجزيئية. تندمج إجمالًا نحو 10% من كتلة سحابة الغاز في النجوم قبل أن يقود ضغط الإشعاع باقي الغاز بعيدًا. إنّ العناقيد المفتوحة عبارة عن أشياء رئيسية في دراسة التطور النجمي. يجري تحديد خصائص النجوم في العناقيد (مثل المسافة، والعمر، والمعدنية، والإخماد، والسرعة) بشكل أكثر سهولة مما هي عليه في النجوم المعزولة بسبب تشابهها في العمر والتكوين الكيميائي. هنالك عدد من العناقيد المفتوحة يمكن رؤيتها بالعين المجردة مثل الثريا، والقلائص، وألفا بيرسي. هنالك عناقيد أخرى بالكاد يمكن رؤيتها من دون استخدام أدوات مثل العناقيد المزدوجة، بينما يمكن رؤية الكثير باستخدام المناظير والتلسكوبات مثل عنقود البط البري، والمعروف بإم 11. (ar) Otevřené hvězdokupy jsou fyzikálně příbuzné skupiny hvězd, které drží pohromadě vzájemnou . Proto se rozprostírají v omezené oblasti vesmíru, typicky mnohem menší, než je jejich vzdálenost od nás, takže se všechny hvězdy z jedné hvězdokupy nacházejí zhruba ve stejné vzdálenosti. Pravděpodobně vznikly z rozsáhlých kosmických mračen plynu a prachu (obří molekulární mračna) v Galaxii a pokračovaly v obíhání Galaxie. V mnoha mračnech, které jsou vidět jako jasné difúzní mlhoviny, dochází stále ke tvorbě hvězd a tak můžeme pozorovat vytváření velmi mladých hvězdokup. Proces vytváření zabírá pouze značně krátký čas v porovnání s životností hvězdokupy, a tak jsou všechny podobného stáří. Většina hvězd se vytvořila ze stejného molekulárního mračna, a tak mají podobné počáteční chemické složení. Otevřené hvězdokupy jsou velmi zajímavé pro astrofyziky, z důvodu těchto vlastností: * hvězdy ve hvězdokupě jsou v přibližně stejné vzdálenosti, * hvězdy mají zhruba stejné stáří, * hvězdy mají podobné chemické složení, * hvězdy mají rozdílnou hmotnost, pohybující se od 80–100 hmotností Slunce pro nejhmotnější hvězdy (spíše mimo naši Galaxii) ve velmi mladých hvězdokupách k méně než 0,08 hmotností Slunce. (cs) Un cúmul estel·lar obert és un grup nombrós d'estels 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 els seus propis estels. Els cúmuls més joves poden estar encara continguts dins del núvol molecular del qual es van formar, il·luminant-lo i constituint regions H II. Amb el temps, la pressió de radiació dels propis estels dispersa el gas del núvol molecular i els deixa sols. Aproximadament un 10% de la massa del núvol molecular pot condensar-se en forma d'estels 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 tots els estels que hi ha són d'edat i composició química similar, poden ser usats per a estudiar-ne les propietats molt millor que en el cas d'estels aïllats. Tots els estels s'han format en brots de formació estel·lar però els de més edat, com el nostre Sol ja fa molt de temps que es van allunyar dels seus companys natals. (ca) Ανοικτό σμήνος ή ανοικτό αστρικό σμήνος ονομάζεται στην αστρονομία μία ομάδα μέχρι και λίγων χιλιάδων αστέρων που έχουν κοινή προέλευση και ηλικία. Τα ανοικτά σμήνη ονομάζονται και γαλαξιακά (αστρικά) σμήνη. Περισσότερα από 1100 ανοικτά σμήνη έχουν ανακαλυφθεί μέσα στον Γαλαξία μας και πιστεύεται ότι υπάρχουν πολλά άλλα που δεν έχουν ανακαλυφθεί, ενώ και οι περισσότεροι παρόμοιοι με τον δικό μας γαλαξίες του Σύμπαντος πρέπει να έχουν παρόμοιους αριθμούς τέτοιων σμηνών. Οι αστέρες που αποτελούν το κάθε ανοικτό σμήνος είναι χαλαρά δεσμευμένοι από τη βαρύτητά του, με αποτέλεσμα τα σμήνη αυτά να χάνουν αστέρες ή και να διαλύονται από κοντινές διαβάσεις άλλων σμηνών ή νεφών αερίου καθώς περιφέρονται σε τροχιά γύρω από το γαλαξιακό κέντρο. Γενικώς, τα ανοικτά σμήνη επιβιώνουν επί λίγες εκατοντάδες εκατομμύρια έτη, με τα μεγαλύτερης μάζας να φθάνουν τα 2 ή 3 δισεκατομμύρια έτη σε ηλικία. Οι ιδιότητες αυτές τα ξεχωρίζουν από το άλλο είδος αστρικών σμηνών, τα σφαιρωτά σμήνη, τα οποία είναι πολύ μεγαλύτερα σε μάζα, έχουν πολύ περισσότερους αστέρες το καθένα, είναι γενικώς γηραιότερα και οι αστέρες τους είναι ισχυρώς δεσμευμένοι βαρυτικά. Ανοικτά σμήνη έχουν βρεθεί μόνο σε σπειροειδείς και ανώμαλους γαλαξίες, στους οποίους σχηματίζονται ακόμα νέοι αστέρες. Τα νεαρότερα ανοικτά σμήνη μπορεί να περιέχονται ακόμα μέσα στο από το οποίο σχηματίσθηκαν, φωτίζοντάς το και ιονίζοντάς το ώστε να δημιουργήσουν μία . Με την πάροδο των αιώνων, η του φωτός από το σμήνος θα διαλύσει το μοριακό νέφος. Στη μέση περίπτωση, περί το 10% της μάζας του νέφους θα καταρρεύσει σχηματίζοντας αστέρες προτού η πίεση ακτινοβολίας ωθήσει μακριά το υπόλοιπο αέριο. Τα ανοικτά σμήνη κατέχουν ρόλο-κλειδί στη μελέτη της αστρικής εξελίξεως. Επειδή οι αστέρες-μέλη του κάθε σμήνους έχουν παρόμοια ηλικία και χημική σύσταση, οι ιδιότητές τους (απόσταση, ηλικία, μεταλλικότητα κ.ά.) προσδιορίζονται ευκολότερα από ό,τι για απομονωμένους αστέρες. Λίγα ανοικτά σμήνη είναι ορατά με γυμνό μάτι στον νυκτερινό ουρανό της Γης, όπως οι πολύ γνωστές Πλειάδες (η Πούλια) και Υάδες, καθώς και το . Κάποια άλλα, όπως το λεγόμενο Διπλό Σμήνος, διακρίνονται πολύ καλύτερα με κιάλια, ενώ πολύ περισσότερα μπορούν να παρατηρηθούν με μικρό τηλεσκόπιο, π.χ. το «Σμήνος της Αγριόπαπιας» (M11). (el) Malfermita stelamaso estas stelamaso, kolektiĝo de dudek ĝis kelkaj mil steloj, kiuj evoluis el la sama . Ĝia koncentriĝo en la centro de la amaso estas relative malforta. Tamen ĝi klare kontrastas kontraŭ la stelfono. Pli koncentritaj stelamasoj nomiĝas globaj stelamasoj. Malfermitaj stelamasoj troviĝas nur en spiralaj aŭ neregulaj galaksioj, en kiuj ekestas steloj. Ili malofte estas pli aĝaj ol kelkajn cent milionojn da jaroj, ĉar kolizioj kun aliaj stelamasoj aŭ gasnuboj detruas ilin. Krome per internaj faktoroj ili povas perdi unuopajn stelojn. (eo) Los cúmulos estelares abiertos son grupos de estrellas formados a partir de una misma nube molecular, sin estructura y en general asimétricos. También se denominan cúmulos galácticos, ya que se pueden encontrar por todo el plano galáctico. Las estrellas de los cúmulos abiertos se encuentran ligadas entre sí gravitacionalmente, pero en menor medida que las de los cúmulos globulares. Las estrellas que albergan suelen ser jóvenes, masivas y muy calientes, y su número puede oscilar desde una decena hasta varios miles. Se encuentran repartidos en espacios del orden de la treintena de años luz y, debido a las fuerzas de marea producidas por el centro de la galaxia, se van disgregando lentamente.​Solamente se observan cúmulos abiertos en galaxias espirales e irregulares, debido a que en ellas la formación estelar es más activa. El diámetro medio de los cúmulos abiertos es de unos 10 pársecs (30 años luz), y aunque se han clasificado alrededor de 1100 cúmulos abiertos en nuestra galaxia, se estima que la cifra podría ser cien veces superior.​ Este número tan escaso se debe a que los cúmulos que se encuentran a más de 5000 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. Los cúmulos abiertos más jóvenes pueden estar contenidos aún en la nube molecular que les dio origen, iluminándola y originando una región H II. Con el paso del tiempo, la presión de radiación proveniente del cúmulo provocará que la nube molecular se disperse. Por lo 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. Debido a que todas las estrellas del cúmulo poseen la misma edad y similar composición química, se pueden estudiar más fácilmente los parámetros variables que en estrellas aisladas. Las Híades forman el cúmulo abierto más cercano a la Tierra, mientras que el de las Pléyades es el ejemplo más famoso de cúmulo abierto, el más brillante y conspicuo de todos, ambas en la constelación de Tauro. (es) Als offene Sternhaufen werden Ansammlungen von etwa hundert bis zu einigen tausend Sternen bezeichnet, die sich aus derselben Riesen-Molekülwolke (engl. GMC) gebildet haben. Ihre Konzentration im Haufenzentrum ist relativ gering. Dennoch heben sie sich deutlich vom Sternhintergrund ab. Von den dicht gepackten Kugelsternhaufen unterscheiden sie sich durch Größe, Lokalisation, Alter und Entstehung, vor allem aber durch die geringere Sterndichte. Offene Sternhaufen findet man nur in Spiral- oder irregulären Galaxien, in denen noch Sternbildung stattfindet (wofür z. B. elliptische Galaxien zu alt sind). Die Haufen sind selten älter als ein paar hundert Millionen Jahre, weil sie durch die Eigenbewegung der Sterne, deren innere Vorgänge oder durch gegenseitige Bahnstörungen Mitglieder verlieren. Manchmal werden sie auch durch Zusammenstöße mit anderen Sternhaufen oder Gaswolken zerstört. Junge offene Sternhaufen können sich immer noch in jener Molekülwolke befinden, aus der sie entstanden sind. Diese wird dadurch aufgehellt, und es entsteht ein ionisiertes H-II-Gebiet. Jedoch führt der Strahlungsdruck der jungen Sterne dazu, dass die Molekülwolke allmählich zerstreut wird. Für gewöhnlich werden 10 % der Masse der Gaswolke für die Sternentstehung benutzt, bevor der Strahlungsdruck den Rest fort bläst. Für die Untersuchung der Sternentstehung sind offene Sternhaufen sehr wichtige Objekte. Der Grund dafür ist, dass alle Haufensterne ungefähr das gleiche Alter und dieselbe chemische Zusammensetzung haben. So fallen kleine Unterschiede der Eigenschaften viel schneller auf, als wenn man nur isolierte Sterne beobachtet. Auch lässt sich ihre gemeinsame Bewegungsrichtung zur Entfernungsbestimmung nutzen. (de) Izar kumulu irekiak laino molekular beretik sortutako izar taldeak dira, egiturarik gabeak, eta, orokorrean, asimetrikoak. Kumulu galaktiko izena era jasotzen dute, plano galaktiko osoan zehar topa baitaitezke. Kumulu irekietako izarrak, euren artean grabitate bidez lotuta daude, baina kumulu globularren kasuan baino maila txikiagoan. Kumulu irekietan dauden izarrak gazteak, masiboak eta oso beroak izaten ohi dira, eta bere kopurua hamar ingurutik zenbait milatara bitartekoa izan daiteke. Hogeitamar argi-urte inguruko distantzia tarteetan banatuta daude, eta, galaxiaren erdiguneak eragindako itsasaldien indarren ondorioz, pixkanaka sakabanatzen ari dira. Kumulu irekiak soilik galaxia espiral eta topa daitezke, hauetan izar eraketa aktiboagoa bait da. Kumulu irekien bataz besteko diametroa 10 parsecekoa (30 argi-urte) da, eta, gure galaxian 1100 kumulu ireki sailkatu diren arren, benetan egon daitekeen kopurua ehun aldiz handiagoa izan daitekeela uste da. Kopuru txiki hau gugandik 5000 argi-urte baino gehiagoko distantziara daudenak (Esne Bidearen diametroa 100.000 argi-urtekoa da) teleskopiorik indartsuenekin ere ikusi ezin direlako da, hauts galaktikoak bere behaketa zailtzen bait du, deritzona eraginez (izararteko inguruneak argiaren zati bat xurgatzen du, Lurrera ahulduago iritsiz), zeinek, gainera, eragin handiagoa duen argi urdinean, eta, beraz, kumulu irekiak, izar urdinetan aberatsak direnak eta plano galaktikoan daudenak, zentzu honetan oso kaltetuak dira. Kumulu irekirik gazteenak oraindik, berau sortu zuten laino molekularraren barnean egon daitezke, argiztatuz eta H II eskualde bat sortuz. Denboraren igaroarekin, kumulutik datorren laino molekularra sakabanatzea eragingo du. Orohar, uste da gas laino baten masaren %10a izar eran kondentsatuko dela erradiazio presioak gainontzeko gasa kanporatu baino lehen.hiz (eu) An open cluster is a type of star cluster made 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. 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. This can result in a migration to the main body of the galaxy and a loss of cluster members through internal close encounters. 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. Young open clusters may be contained within the molecular cloud from which they formed, illuminating it to create an H II region. 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, extinction, and velocity) are more easily determined than they are for isolated stars. 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. (en) Grúpa de na céadta réaltaí réasúnta óg (de réir cineáil, níos lú ná cúpla céad milliún bliain d'aois) a cruthaíodh ag an am céanna is atá fós gar dá chéile. Tugtar braisle réaltrach ar a leithéid freisin. Tá timpeall 1,000 díobh i mBealach na Bó Finne. Samplaí is ea an Phléadach is an Hiádach. (ga) Gugus terbuka adalah sekelompok bintang dengan jumlah sampai seribu bintang yang terbentuk dari awan molekul raksasa yang sama dan memiliki usia yang hampir sama. Lebih dari 1.100 gugus terbuka telah ditemukan di Galaksi Bima Sakti, dan lebih banyak lagi yang diperkirakan ada. Mereka terikat satu dengan yang lain oleh gaya gravitasi secara longgar dan menjadi terganggu oleh pertemuan dengan gugus lain serta awan gas saat mereka mengorbit pusat galaksi sehingga sering terjadi perpindahan ke pusat galaksi atau hilangnya anggota gugus akibat bertemunya dengan sesama anggota gugus. Gugus terbuka biasanya dapat bertahan beberapa ratus juta tahun. Sebaliknya, semakin besar gugus bola yang memiliki bintang dengan gaya gravitasi lebih besar dapat bertahan sampai miliaran tahun. Gugus terbuka sudah ditemukan hanya di galaksi spiral dan galaksi tak beraturan di mana sedang terjadi pembentukan bintang. Gugus terbuka yang masih muda masih mengandung awan molekul sisa pembentukannya, meneranginya dan membentuk daerah H II.Seiring waktu, dari gugus akan membubarkan awan molekul. Biasanya, sekitar 10% massa dari awan gas akan menyatu menjadi bintang sebelum tekanan radiasi mendorong sisa gas pergi. Gugus terbuka adalah objek utama dalam studi evolusi bintang. Karena anggota gugus memiliki usia dan komposisi kimia yang sama, efek dari sifat bintang lain lebih mudah ditentukan dibanding dengan bintang yang terisolasi. Sejumlah gugus terbuka, seperti gugus terbuka Pleiades, Hyades atau dapat dilihat dengan mata telanjang. Sementara yang lain seperti hampir tidak kelihatan tanpa peralatan. (in) En astronomie, un amas ouvert est un amas stellaire groupant environ de 100 à 10 000 étoiles de même âge liées entre elles par la gravitation, et dont le diamètre varie de 1,5 à 15 pc, avec une moyenne de 4 à 5 pc.Les amas ouverts sont peu lumineux et s’observent essentiellement dans notre Galaxie, où ils se situent dans le plan galactique, et dans les galaxies proches : les deux Nuages de Magellan et la galaxie d’Andromède. (fr) 散開星団（さんかいせいだん、open cluster）は恒星の集団（星団）の一種である。分子雲から同時に生まれた星同士がいまだに互いに近い位置にある状態の天体を指す。銀河のディスク部分に存在するため、銀河星団とも呼ばれる。 (ja) 산개성단(散開星團, open cluster, 문화어: 널린별떼)은 같은 분자구름에서 태어났으며 나이가 거의 같은 수천개의 항성이 모인 집단이다. 우리 은하에만 1,100개가 넘는 산개 성단이 발견되었으며 그보다 훨씬 많은 산개 성단이 있을 것으로 추측된다. 성단의 별들은 서로 중력적으로 느슨하게 묶여 있으며 은하 중심을 돌면서 다른 성단이나 과 만나면 해당 천체의 중력 때문에 의 궤도가 망가지거나 성단에 있던 일부 항성이 하기도 한다. 산개성단이 형태를 유지하는 기간은 보통 몇억 년 정도이다. 대조적으로, 구상 성단은 훨씬 강하게 중력적으로 묶여 있어 수십억 년은 유지된다. 산개성단은 나선은하와 불규칙 은하에서만 발견되는데, 둘 다 활발하게 항성이 태어나는 곳이다. 젊은 산개성단들은 자신이 형성된 분자 구름 속에 포함되어 있는데, 이것이 H II 영역을 형성하는 것으로 밝혀졌다. 시간이 지남에 따라 성단에서 되는 이 분자 구름을 흩어놓는다. 방사압이 구름을 흩어 놓기 전에 약 10%의 가스 구름만이 항성의 일부로 합쳐지게 된다. 산개성단은 항성 진화를 연구하는데 있어서 아주 중요한 요소이다. 항성들은 매우 유사한 시기에 되었으며, 비슷한 조성을 가지고 있다. 그래서 항성들이 독립적으로 존재할 때 보다 여러 가지 미묘한 특징적인 차이점들을 관측할 수 있다. 플레이아데스 성단이나 히아데스 성단, 페르세우스자리 알파 성단 등 많은 수의 성단들은 육안으로도 관측할 수 있다. 하지만 반면에 쌍둥이 성단 같은 것들은 기구 없이는 거의 관측할 수 없으며, 쌍안경이나 망원경을 이용해야 볼 수 있다. (ko) Un ammasso aperto è un gruppo di stelle nate insieme da una nube molecolare gigante, e ancora unite dalla reciproca attrazione gravitazionale. Sono anche chiamati ammassi galattici, poiché si trovano solo all'interno del disco galattico. Si distinguono dagli ammassi globulari per il minor numero di stelle, un'attrazione gravitazionale meno forte e per il fatto che questi ultimi giacciono esternamente al piano galattico. Gli ammassi aperti sono oggetti giovani (astronomicamente parlando) e contengono quindi molte stelle calde e luminose. Questo rende gli ammassi aperti visibili da grandi distanze, nonché un tipo di oggetti facili da osservare anche con piccoli strumenti. La nube molecolare "genitore" è a volte ancora associata all'ammasso, che ne illumina alcune parti che diventano visibili come una o più nebulose. Tutte le stelle di un ammasso aperto hanno all'incirca la stessa età e la stessa composizione chimica, perciò ogni eventuale differenza tra di loro è dovuta unicamente alla loro massa (si veda la voce su evoluzione stellare per maggiori dettagli). La maggior parte degli ammassi aperti sono dominati dalle loro stelle massicce di classe O e B, che sono molto luminose ma di vita breve. Analizzando la luce proveniente da un ammasso aperto è possibile stimare la sua età, misurando il rapporto tra le abbondanze di stelle blu, gialle e rosse. Una grande abbondanza di stelle blu indica che l'ammasso aperto è molto giovane. L'uniformità delle stelle di un ammasso lo rende un buon banco di prova per i modelli di evoluzione stellare, perché nel fare confronti tra due stelle la maggior parte dei parametri variabili è adesso fissa. Il modello in questo modo risulta infatti più semplice. Le stelle che compongono un ammasso aperto sono inizialmente molto vicine e si muovono con la stessa velocità attorno al centro della Galassia. Dopo un tempo dell'ordine del mezzo miliardo di anni, un normale ammasso aperto tende a essere disturbato da fattori esterni; le sue stelle iniziano a muoversi con velocità leggermente differenti e l'ammasso inizia a sfaldarsi. L'ammasso diventa quindi più simile a una corrente di stelle, le quali non sono abbastanza vicine per essere considerate un ammasso, sebbene siano tutte legate tra di loro e posseggano lo stesso moto proprio. (it) Os aglomerados estelares abertos são grupos de estrelas formados a partir de uma mesma nuvem molecular, sem estrutura e em geral de forma irregular e englobam centenas de estrelas. Também se denominam aglomerados galácticos, pois se podem encontrar por todo o plano galáctico. As estrelas dos aglomerados abertos encontram-se ligadas entre si pela gravidade, mas com menor intensidade do que as dos aglomerados globulares. As estrelas que albergam costumam ser novos, maciças e muito quentes, e o seu número pode oscilar desde uma dezena até vários milhares. Encontram-se repartidos em espaços da ordem da trintena de anos-luz e, devido às forças de maré produzidas pelo centro da galáxia, vão-se desagregando devagar. Somente se observam aglomerados abertos em galáxias espirais e irregulares, devido a que nelas a formação estelar é mais ativa. O diâmetro meio dos aglomerados abertos é de cerca de 10 parsecs (30 anos-luz), e embora se tenham classificado cerca de 1 100 aglomerados abertos na nossa galáxia, estima-se que a cifra poderia ser cem vezes superior. Este número tão escasso é devido a que os aglomerados que se encontram a mais de 5 mil anos-luz de nós (o diâmetro da Via Látea é de 100 mil anos-luz) não podem ser vistos nem sequer com os telescópios mais potentes, pois a poeira galáctica dificulta a sua observação, provocando o que se conhece como absorção interestelar (o meio interestelar absorve parte da luz, chegando à Terra mais enfraquecida), a qual, além disso, afeta em maior grau à luz azul, pelo qual a vista dos aglomerados abertos, ricos em estrelas azuis e localizados especialmente no disco galáctico, fica prejudicada. Os aglomerados abertos mais novos podem estar conteúdos ainda pela nuvem molecular que os originou, iluminando-a e originando uma região HII. Com o passar do tempo, a pressão de radiação proveniente do aglomerado provocará que a nuvem molecular se disperse. No geral, estima-se que 10% da massa de uma nuvem de gás condensar-se-á em forma de estrelas antes que a pressão de radiação tenha expulsado o resto do gás. Os aglomerados abertos são objetos muito importantes para o estudo da formação estelar. Devido a que todas as estrelas do aglomerado possuem a mesma idade e similar composição química, os parâmetros variáveis podem ser estudados mais facilmente que em estrelas isoladas. As Híades são o aglomerado estelar aberto mais próximo da Terra, enquanto as Plêiades é o exemplo mais famoso de aglomerado estelar aberto, o mais brilhante e conspícuo de todos. (pt) Een open sterrenhoop (soms open sterhoop) of open cluster is een groep van 20 tot 1000 sterren die uit dezelfde moleculaire wolk zijn ontstaan en ongeveer dezelfde leeftijd hebben. Soms noemt men ze ook galactische clusters, aangezien ze in het galactische vlak te vinden zijn. (nl) Gromada otwarta – grupa nawet do kilku tysięcy luźno połączonych grawitacją gwiazd (w odróżnieniu od gromad kulistych, które są ciasno skupione), powstałych z jednego olbrzymiego obłoku molekularnego. Gromady otwarte znajdują się wyłącznie w galaktykach spiralnych i nieregularnych, gdzie wciąż odbywa się proces powstawania gwiazd. Zwykle ich wiek nie przekracza kilkuset milionów lat. Podczas swojej wędrówki wokół centrum galaktyki, gromady otwarte są narażone na bliski kontakt z innymi gromadami czy obłokami gazu – mogą wtedy widocznie zmieniać kształt lub nawet wytracać poszczególne gwiazdy. Młode gromady otwarte wciąż mogą leżeć wewnątrz obłoków, z których powstały, rozświetlając je. Z biegiem czasu wiatr gwiazdowy gromady wywiewa ten gaz. Zwykle tylko z około 10% całkowitej masy obłoku powstaną gwiazdy, zanim ciśnienie promieniowania wypchnie resztę w przestrzeń rozpraszając obłok. Gromady otwarte są bardzo ważnymi obiektami w badaniach ewolucji gwiazd. Ponieważ gwiazdy w gromadzie mają podobny wiek i skład chemiczny, efekty subtelnych czynników są znacznie lepiej dostrzegane niż w przypadku odizolowanych gwiazd. (pl) Рассеянное звёздное скопление (англ. open cluster) представляет собой группу звёзд (числом вплоть до нескольких тысяч), образованных из одного гигантского молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст. В нашей Галактике открыто более чем 1100 рассеянных скоплений, но предполагается, что их гораздо больше. Звёзды в таких скоплениях связаны друг с другом относительно слабыми гравитационными силами, поэтому по мере обращения вокруг галактического центра скопления могут быть разрушены из-за близкого прохождения возле других скоплений или облаков газа, в этом случае образующие их звёзды становятся частью обычного населения галактики; отдельные звёзды также могут быть выброшены в результате сложных гравитационных взаимодействий внутри скопления. Типичный возраст скоплений — несколько сотен миллионов лет. Рассеянные звёздные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках, где происходят активные процессы звездообразования. Молодые рассеянные скопления могут находиться внутри молекулярного облака, из которого они были образованы, и «подсвечивать» его, в результате чего возникает область ионизированного водорода. Со временем давление излучения от скопления развеивает облако. Как правило, только около 10 % массы газового облака успевает образовать звёзды, прежде чем остальной газ будет развеян давлением света. Рассеянные звёздные скопления — ключевые объекты для изучения звёздной эволюции. Благодаря тому, что члены скопления имеют одинаковый возраст и химический состав, эффекты от других характеристик легче определять для скоплений, чем для отдельных звёзд. Некоторые рассеянные скопления, такие как Плеяды, Гиады или Скопление Альфа Персея, видны невооружённым глазом. Некоторые другие, например, Двойное скопление в Персее, едва различимы без инструментов, а ещё больше скоплений можно увидеть только при помощи бинокля или телескопа, как, например, Скопление Дикая Утка (M 11). (ru) En öppen stjärnhop (engelska: open star cluster) är en relativt gles form av stjärnhop som kan bestå av några tiotal upp till tusentals stjärnor inom några ljusårs radie. Stjärnorna i en öppen stjärnhop har bildats ur samma molekylmoln och är löst bundna till varandra genom gravitation. Öppna stjärnhopar ligger företrädesvis i det galaktiska planet, ofta i anslutning till de gas- och stoftmoln i spiralarmarna där de bildats. Hoparna består normalt av relativt unga, nybildade stjärnor i motsats till klotformiga stjärnhopar som består av mycket gamla stjärnor (10-13 miljarder år). Den unga åldern beror på att stjärnhopar i det galaktiska planet fortare slits sönder av gravitationen och blandas upp med övriga stjärnor. (sv) Розсіяне зоряне скупчення (відкрите скупчення) — гравітаційно пов'язана група зір I типу зоряного населення. Їх середню масу оцінюють у 300 M☉. У структурі виділяють ядро, діаметр якого не перевищує 30 пк (середнє значення — 5—6 пк) і корону, діаметр якої в 2—10 разів більший за діаметр ядра. Вік розсіяних скупчень — від десятків мільйонів до мільярда років. Внаслідок цього вони можуть суттєво відрізнятися одне від одного зоряним складом і, отже, виглядом діаграми Герцшпрунга — Рассела.Розсіяні скупчення сконцентровано до галактичної площини, а наймолодші з них зосереджено у спіральних рукавах.На відміну від кулястих скупчень, розсіяні скупчення містять порівняно небагато зір і мають неправильну форму. У молодих розсіяних скупчень, що асоціюються зі спіральними рукавами галактики, доволі характерний склад. В них рідко зустрічаються червоні і жовті гіганти та зовсім немає червоних і жовтих надгігантів. Водночас білі й блакитні гіганти, хоча власне є рідкісними видами зір, у розсіяних скупченнях зустрічаються постійно. Частіше, ніж в інших місцях Галактики, можна зустріти й зовсім рідкісні зорі — й блакитні надгіганти (зірки надзвичайно високої світності й температури, які випромінюють у сотні тисяч і навіть мільйони разів більше, ніж наше Сонце). Наразі відомо понад півтори тисячі таких скупчень, хоча вважається, що в нашій Галактиці їх має бути в десятки разів більше.Деякі розсіяні зоряні скупчення можна спостерігати неозброєним оком: Стожари (1,4m), Гіади (0,8m), Ясла (3,9m). (uk) 疏散星團，也稱為銀河星團，是由同一個巨分子雲中的數百顆至數千顆恆星形成的集團。在銀河系中發現的疏散星團已經超過1,100個，並且被認為還存在更多。它們環繞著銀河中心運轉時，只靠著微弱的引力吸引維繫在一起，並且很容易因為與其它集團或氣體雲的近距離接觸而瓦解。疏散星團的壽命通常只有幾億年，但少數質量特別大的可以存活數十億年。相較之下，質量更大的球狀星團，擁有更多的恆星，成員彼此間的引力極為強大，可以存活的時間也更長。只有在星系的螺旋臂和不規則星系能發現疏散星團，它們只存在於恆星形成活躍區。 年輕的疏散星團可能仍然在它們形成的分子雲中，照亮它們在分子雲內創造出來的H II區。隨著時間推移，來自星團的輻射壓會將分子雲吹散。通常情況下，在輻射壓將氣體驅散之前，大約有10%質量的氣體能凝聚形成恆星。 疏散星團是研究恆星演化的關鍵天體。因為集團中的恆星成員年齡和化學成分都相仿，它們的特性（像是距離、年齡、金屬量和消光）也比單獨的恆星容易測量。有些疏散星團，像是昴宿星團、畢宿星團或英仙α星團，都可以用裸眼直接看見。還有一些，例如雙星團，則幾乎不用儀器也可以察覺它們的存在，而使用雙筒望遠鏡或光學望遠鏡還可以看見更多，野鴨星團，M11，就是個例子。 (zh)
dbo:thumbnail wiki-commons:Special:FilePath/Pleiades_large.jpg?width=300
dbo:wikiPageExternalLink https://web.archive.org/web/20050218133220/http:/www.peripatus.gen.nz/astronomy/OpeClu.html https://web.archive.org/web/20050408171117/http:/zebu.uoregon.edu/~soper/Stars/movingcluster.html http://www.nightskyinfo.com/open_clusters http://www.sky-map.org/%3Fra=12.895&de=-60.3667&zoom=10&img_source=IMG_all http://messier.seds.org/open.html
dbo:wikiPageID 22669 (xsd:integer)
dbo:wikiPageLength 52089 (xsd:nonNegativeInteger)
dbo:wikiPageRevisionID 1121488908 (xsd:integer)
dbo:wikiPageWikiLink dbr:Bayer_designation dbr:Beehive_Cluster dbr:Ptolemy dbr:Roman_numeral dbr:Electromagnetic_spectrum dbr:Metallicity dbr:Hertzsprung-Russell_diagram dbr:Beryllium dbr:Big_Dipper dbr:Binary_star dbr:Almagest dbr:Hodge_301 dbr:Hyades_(star_cluster) dbr:Hydrogen dbr:Lithium dbr:Perseus_(constellation) dbr:Ursa_Major dbr:Vanishing_point dbr:Velocity dbr:Double_Cluster dbr:Infrared_dark_cloud dbr:List_of_open_clusters dbr:Radiant_energy dbr:Ursa_Major_Moving_Group dbr:Proper_motion dbr:Coma_Star_Cluster dbr:Comet dbr:Core-collapse_supernova dbr:Chemical_element dbr:Elliptical_galaxy dbr:Nebula dbr:OB_star dbr:Open_cluster_family dbr:Edward_Emerson_Barnard dbr:Ejnar_Hertzsprung dbr:Galileo_Galilei dbr:Globular_cluster dbr:Globular_clusters dbr:Gravity dbr:NGC_1569 dbr:NGC_2362 dbr:NGC_2451 dbr:NGC_346 dbr:NGC_6811 dbr:Convection dbr:Cosmic_distance_ladder dbc:Open_clusters dbr:Light_year dbr:Local_Group dbr:Main_sequence dbr:Small_Magellanic_Cloud dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:Stellar_kinematics dbr:Hot_Jupiter dbr:John_Louis_Emil_Dreyer dbr:File:Eagle_nebula_pillars.jpg dbr:Parallax dbr:Spiral_galaxy dbr:Stellar_wind dbr:Cepheid dbr:Trigonometry dbr:Westerlund_1 dbr:White_dwarf dbr:Wild_Duck_Cluster dbr:William_Herschel dbr:Galactic_Center dbr:Galactic_plane dbr:Circumstellar_disk dbr:Classical_Cepheids dbr:H_II_region dbr:Helium dbr:Irregular_galaxy dbr:Scale_height dbr:Adriaan_van_Maanen dbr:Alpha_Persei_Cluster dbr:Earth dbr:Escape_velocity dbr:Nuclear_fusion dbr:Palomar_12 dbr:Parsec dbr:Eduard_Schönfeld dbr:Telescope dbr:Star_cluster dbr:Giant_molecular_cloud dbr:New_General_Catalogue dbr:Projection_effect_(disambiguation) dbr:Red_giant dbr:Hipparcos dbr:Astrometry dbr:Astronomical_spectroscopy dbr:Tarantula_Nebula dbr:Taurus_(constellation) dbr:Astronomical_Unit dbr:Charles_Messier dbr:Johann_Bayer dbr:John_Michell dbr:Kelvin dbr:Kepler-66 dbr:Kepler-67 dbr:Large_Magellanic_Cloud dbr:Binoculars dbr:Blue_straggler dbc:Star_clusters dbr:Supernova dbr:Robert_Julius_Trumpler dbr:Tidal_force dbr:Doppler_shift dbr:Arabic_numeral dbr:Planetary_nebula dbr:Pleiades dbr:Solar_mass dbr:IC_2391 dbr:Index_Catalogue dbr:Messier_41 dbr:Messier_47 dbr:Milky_Way dbr:Brown_dwarf dbr:R136 dbr:Radial_velocity dbr:Radiation_pressure dbr:File:Pleiades_large.jpg dbr:Variable_star dbr:Extinction_(astronomy) dbr:Moving_cluster_method dbr:Optical_telescope dbr:Sidereus_Nuncius dbr:Open_cluster_remnant dbr:Star_formation dbr:Stellar_association dbr:Half_life dbr:Giovanni_Hodierna dbr:Ptolemy_Cluster dbr:Robert_Trumpler dbr:Kilometre_per_second dbr:Standard_candle dbr:RR_Lyrae_variables dbr:Super_star_clusters dbr:Al-Sufi dbr:Color-magnitude_diagram dbr:Neutral_hydrogen dbr:Praesepe dbr:Ultraviolet_radiation dbr:Wikt:agglomeration dbr:File:Trapezium_cluster_optical_and_infrared_comparison.jpg dbr:File:NGC265.jpg dbr:File:NGC_346_in_Small_magellanic_cloud.jpg dbr:File:Nursery_of_New_Stars_-_GPN-2000-000972.jpg dbr:File:Tarantula_nebula_detail.jpg dbr:File:Open_cluster_HR_diagram_ages.gif dbr:Berkeley_29 dbr:Cubic_light_year dbr:File:Messier11.jpg dbr:File:NGC_3590_open_cluster_Eso1416a.jpg dbr:File:The_colourful_star_cluster_NGC_2367.jpg dbr:File:VISTA_Finds_Star_Clusters_Galore.jpg
dbp:wikiPageUsesTemplate dbt:Authority_control dbt:Citation_needed dbt:Cite_book dbt:Commons_category dbt:Portal_bar dbt:Redirect-distinguish dbt:Reflist dbt:Short_description dbt:Spoken_Wikipedia dbt:Stellar_system
dct:subject dbc:Open_clusters dbc:Star_clusters
gold:hypernym dbr:Group
rdf:type owl:Thing yago:WikicatOpenClusters yago:WikicatStarClusters yago:Abstraction100002137 yago:Agglomeration107959269 yago:Bunch107959943 yago:Collection107951464 yago:Group100031264 dbo:Band
rdfs:comment Malfermita stelamaso estas stelamaso, kolektiĝo de dudek ĝis kelkaj mil steloj, kiuj evoluis el la sama . Ĝia koncentriĝo en la centro de la amaso estas relative malforta. Tamen ĝi klare kontrastas kontraŭ la stelfono. Pli koncentritaj stelamasoj nomiĝas globaj stelamasoj. Malfermitaj stelamasoj troviĝas nur en spiralaj aŭ neregulaj galaksioj, en kiuj ekestas steloj. Ili malofte estas pli aĝaj ol kelkajn cent milionojn da jaroj, ĉar kolizioj kun aliaj stelamasoj aŭ gasnuboj detruas ilin. Krome per internaj faktoroj ili povas perdi unuopajn stelojn. (eo) Grúpa de na céadta réaltaí réasúnta óg (de réir cineáil, níos lú ná cúpla céad milliún bliain d'aois) a cruthaíodh ag an am céanna is atá fós gar dá chéile. Tugtar braisle réaltrach ar a leithéid freisin. Tá timpeall 1,000 díobh i mBealach na Bó Finne. Samplaí is ea an Phléadach is an Hiádach. (ga) En astronomie, un amas ouvert est un amas stellaire groupant environ de 100 à 10 000 étoiles de même âge liées entre elles par la gravitation, et dont le diamètre varie de 1,5 à 15 pc, avec une moyenne de 4 à 5 pc.Les amas ouverts sont peu lumineux et s’observent essentiellement dans notre Galaxie, où ils se situent dans le plan galactique, et dans les galaxies proches : les deux Nuages de Magellan et la galaxie d’Andromède. (fr) 散開星団（さんかいせいだん、open cluster）は恒星の集団（星団）の一種である。分子雲から同時に生まれた星同士がいまだに互いに近い位置にある状態の天体を指す。銀河のディスク部分に存在するため、銀河星団とも呼ばれる。 (ja) Een open sterrenhoop (soms open sterhoop) of open cluster is een groep van 20 tot 1000 sterren die uit dezelfde moleculaire wolk zijn ontstaan en ongeveer dezelfde leeftijd hebben. Soms noemt men ze ook galactische clusters, aangezien ze in het galactische vlak te vinden zijn. (nl) 疏散星團，也稱為銀河星團，是由同一個巨分子雲中的數百顆至數千顆恆星形成的集團。在銀河系中發現的疏散星團已經超過1,100個，並且被認為還存在更多。它們環繞著銀河中心運轉時，只靠著微弱的引力吸引維繫在一起，並且很容易因為與其它集團或氣體雲的近距離接觸而瓦解。疏散星團的壽命通常只有幾億年，但少數質量特別大的可以存活數十億年。相較之下，質量更大的球狀星團，擁有更多的恆星，成員彼此間的引力極為強大，可以存活的時間也更長。只有在星系的螺旋臂和不規則星系能發現疏散星團，它們只存在於恆星形成活躍區。 年輕的疏散星團可能仍然在它們形成的分子雲中，照亮它們在分子雲內創造出來的H II區。隨著時間推移，來自星團的輻射壓會將分子雲吹散。通常情況下，在輻射壓將氣體驅散之前，大約有10%質量的氣體能凝聚形成恆星。 疏散星團是研究恆星演化的關鍵天體。因為集團中的恆星成員年齡和化學成分都相仿，它們的特性（像是距離、年齡、金屬量和消光）也比單獨的恆星容易測量。有些疏散星團，像是昴宿星團、畢宿星團或英仙α星團，都可以用裸眼直接看見。還有一些，例如雙星團，則幾乎不用儀器也可以察覺它們的存在，而使用雙筒望遠鏡或光學望遠鏡還可以看見更多，野鴨星團，M11，就是個例子。 (zh) العنقود المفتوح (بالإنجليزية: Open Stars Cluster)‏ عبارة عن مجموعة نجوم يصل عددها إلى بضعة آلاف تشكّلت من نفس السحابة الجزيئية العملاقة، وتمتلك نفس العمر تقريبًا. اكتُشف أكثر من 1100 عنقود مفتوح في مجرة درب التبانة، ويُعتقد أنه يوجد المزيد. إنّ هذه العناقيد مقيدة بشكل فضفاض عن طريق التجاذب الثقالي المتبادل، وتتمزق من خلال اللقاءات القريبة مع عناقيد أخرى ومع سحب غازية تدور حول المركز المجري. يمكن أن ينتج عن هذا هجرة جسم المجرة الرئيسي وفقدان مكونات العنقود عن طريق اللقاءات الداخلية القريبة. تبقى العناقيد المفتوحة بشكل عام بضع مئات الملايين من السنين، وتبقى العناقيد ذات الكتل الأكثر ضخامة حتى بضعة مليارات من السنين. في المقابل، تمارس العناقيد النجمية المغلقة الأكثر ضخامة تجاذب ثقالي أقوى على مكوناتها، وتتمكن من البقاء لفترة أطول. وُجدت العناقيد المفتوحة في المجرات الحلزونية وغير المنتظمة فقط (ar) Un cúmul estel·lar obert és un grup nombrós d'estels 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 els seus propis estels. (ca) Otevřené hvězdokupy jsou fyzikálně příbuzné skupiny hvězd, které drží pohromadě vzájemnou . Proto se rozprostírají v omezené oblasti vesmíru, typicky mnohem menší, než je jejich vzdálenost od nás, takže se všechny hvězdy z jedné hvězdokupy nacházejí zhruba ve stejné vzdálenosti. Pravděpodobně vznikly z rozsáhlých kosmických mračen plynu a prachu (obří molekulární mračna) v Galaxii a pokračovaly v obíhání Galaxie. V mnoha mračnech, které jsou vidět jako jasné difúzní mlhoviny, dochází stále ke tvorbě hvězd a tak můžeme pozorovat vytváření velmi mladých hvězdokup. Proces vytváření zabírá pouze značně krátký čas v porovnání s životností hvězdokupy, a tak jsou všechny podobného stáří. Většina hvězd se vytvořila ze stejného molekulárního mračna, a tak mají podobné počáteční chemické složení. (cs) Ανοικτό σμήνος ή ανοικτό αστρικό σμήνος ονομάζεται στην αστρονομία μία ομάδα μέχρι και λίγων χιλιάδων αστέρων που έχουν κοινή προέλευση και ηλικία. Τα ανοικτά σμήνη ονομάζονται και γαλαξιακά (αστρικά) σμήνη. Τα νεαρότερα ανοικτά σμήνη μπορεί να περιέχονται ακόμα μέσα στο από το οποίο σχηματίσθηκαν, φωτίζοντάς το και ιονίζοντάς το ώστε να δημιουργήσουν μία . Με την πάροδο των αιώνων, η του φωτός από το σμήνος θα διαλύσει το μοριακό νέφος. Στη μέση περίπτωση, περί το 10% της μάζας του νέφους θα καταρρεύσει σχηματίζοντας αστέρες προτού η πίεση ακτινοβολίας ωθήσει μακριά το υπόλοιπο αέριο. (el) Los cúmulos estelares abiertos son grupos de estrellas formados a partir de una misma nube molecular, sin estructura y en general asimétricos. También se denominan cúmulos galácticos, ya que se pueden encontrar por todo el plano galáctico. Los cúmulos abiertos son objetos muy importantes para el estudio de la formación estelar. Debido a que todas las estrellas del cúmulo poseen la misma edad y similar composición química, se pueden estudiar más fácilmente los parámetros variables que en estrellas aisladas. (es) Als offene Sternhaufen werden Ansammlungen von etwa hundert bis zu einigen tausend Sternen bezeichnet, die sich aus derselben Riesen-Molekülwolke (engl. GMC) gebildet haben. Ihre Konzentration im Haufenzentrum ist relativ gering. Dennoch heben sie sich deutlich vom Sternhintergrund ab. Von den dicht gepackten Kugelsternhaufen unterscheiden sie sich durch Größe, Lokalisation, Alter und Entstehung, vor allem aber durch die geringere Sterndichte. (de) Izar kumulu irekiak laino molekular beretik sortutako izar taldeak dira, egiturarik gabeak, eta, orokorrean, asimetrikoak. Kumulu galaktiko izena era jasotzen dute, plano galaktiko osoan zehar topa baitaitezke. Kumulu irekirik gazteenak oraindik, berau sortu zuten laino molekularraren barnean egon daitezke, argiztatuz eta H II eskualde bat sortuz. Denboraren igaroarekin, kumulutik datorren laino molekularra sakabanatzea eragingo du. Orohar, uste da gas laino baten masaren %10a izar eran kondentsatuko dela erradiazio presioak gainontzeko gasa kanporatu baino lehen.hiz (eu) An open cluster is a type of star cluster made 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. 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. This can result in a migration to the main body of the galaxy and a loss of cluster members through internal close encounters. 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 attractio (en) Gugus terbuka adalah sekelompok bintang dengan jumlah sampai seribu bintang yang terbentuk dari awan molekul raksasa yang sama dan memiliki usia yang hampir sama. Lebih dari 1.100 gugus terbuka telah ditemukan di Galaksi Bima Sakti, dan lebih banyak lagi yang diperkirakan ada. Mereka terikat satu dengan yang lain oleh gaya gravitasi secara longgar dan menjadi terganggu oleh pertemuan dengan gugus lain serta awan gas saat mereka mengorbit pusat galaksi sehingga sering terjadi perpindahan ke pusat galaksi atau hilangnya anggota gugus akibat bertemunya dengan sesama anggota gugus. (in) Un ammasso aperto è un gruppo di stelle nate insieme da una nube molecolare gigante, e ancora unite dalla reciproca attrazione gravitazionale. Sono anche chiamati ammassi galattici, poiché si trovano solo all'interno del disco galattico. Si distinguono dagli ammassi globulari per il minor numero di stelle, un'attrazione gravitazionale meno forte e per il fatto che questi ultimi giacciono esternamente al piano galattico. (it) 산개성단(散開星團, open cluster, 문화어: 널린별떼)은 같은 분자구름에서 태어났으며 나이가 거의 같은 수천개의 항성이 모인 집단이다. 우리 은하에만 1,100개가 넘는 산개 성단이 발견되었으며 그보다 훨씬 많은 산개 성단이 있을 것으로 추측된다. 성단의 별들은 서로 중력적으로 느슨하게 묶여 있으며 은하 중심을 돌면서 다른 성단이나 과 만나면 해당 천체의 중력 때문에 의 궤도가 망가지거나 성단에 있던 일부 항성이 하기도 한다. 산개성단이 형태를 유지하는 기간은 보통 몇억 년 정도이다. 대조적으로, 구상 성단은 훨씬 강하게 중력적으로 묶여 있어 수십억 년은 유지된다. 산개성단은 나선은하와 불규칙 은하에서만 발견되는데, 둘 다 활발하게 항성이 태어나는 곳이다. 젊은 산개성단들은 자신이 형성된 분자 구름 속에 포함되어 있는데, 이것이 H II 영역을 형성하는 것으로 밝혀졌다. 시간이 지남에 따라 성단에서 되는 이 분자 구름을 흩어놓는다. 방사압이 구름을 흩어 놓기 전에 약 10%의 가스 구름만이 항성의 일부로 합쳐지게 된다. (ko) Gromada otwarta – grupa nawet do kilku tysięcy luźno połączonych grawitacją gwiazd (w odróżnieniu od gromad kulistych, które są ciasno skupione), powstałych z jednego olbrzymiego obłoku molekularnego. Gromady otwarte znajdują się wyłącznie w galaktykach spiralnych i nieregularnych, gdzie wciąż odbywa się proces powstawania gwiazd. Zwykle ich wiek nie przekracza kilkuset milionów lat. Podczas swojej wędrówki wokół centrum galaktyki, gromady otwarte są narażone na bliski kontakt z innymi gromadami czy obłokami gazu – mogą wtedy widocznie zmieniać kształt lub nawet wytracać poszczególne gwiazdy. (pl) Os aglomerados estelares abertos são grupos de estrelas formados a partir de uma mesma nuvem molecular, sem estrutura e em geral de forma irregular e englobam centenas de estrelas. Também se denominam aglomerados galácticos, pois se podem encontrar por todo o plano galáctico. Os aglomerados abertos são objetos muito importantes para o estudo da formação estelar. Devido a que todas as estrelas do aglomerado possuem a mesma idade e similar composição química, os parâmetros variáveis podem ser estudados mais facilmente que em estrelas isoladas. (pt) Рассеянное звёздное скопление (англ. open cluster) представляет собой группу звёзд (числом вплоть до нескольких тысяч), образованных из одного гигантского молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст. В нашей Галактике открыто более чем 1100 рассеянных скоплений, но предполагается, что их гораздо больше. Звёзды в таких скоплениях связаны друг с другом относительно слабыми гравитационными силами, поэтому по мере обращения вокруг галактического центра скопления могут быть разрушены из-за близкого прохождения возле других скоплений или облаков газа, в этом случае образующие их звёзды становятся частью обычного населения галактики; отдельные звёзды также могут быть выброшены в результате сложных гравитационных взаимодействий внутри скопления. Типичный возраст скоплений — нескольк (ru) En öppen stjärnhop (engelska: open star cluster) är en relativt gles form av stjärnhop som kan bestå av några tiotal upp till tusentals stjärnor inom några ljusårs radie. Stjärnorna i en öppen stjärnhop har bildats ur samma molekylmoln och är löst bundna till varandra genom gravitation. (sv) Розсіяне зоряне скупчення (відкрите скупчення) — гравітаційно пов'язана група зір I типу зоряного населення. Їх середню масу оцінюють у 300 M☉. У структурі виділяють ядро, діаметр якого не перевищує 30 пк (середнє значення — 5—6 пк) і корону, діаметр якої в 2—10 разів більший за діаметр ядра. Наразі відомо понад півтори тисячі таких скупчень, хоча вважається, що в нашій Галактиці їх має бути в десятки разів більше.Деякі розсіяні зоряні скупчення можна спостерігати неозброєним оком: Стожари (1,4m), Гіади (0,8m), Ясла (3,9m). (uk)
rdfs:label عنقود مفتوح (ar) Cúmul obert (ca) Otevřená hvězdokupa (cs) Offener Sternhaufen (de) Ανοικτό σμήνος (el) Malfermita stelamaso (eo) Cúmulo abierto (es) Kumulu ireki (eu) Open cluster (en) Braisle oscailte (ga) Gugus terbuka (in) Ammasso aperto (it) Amas ouvert (fr) 산개성단 (ko) 散開星団 (ja) Open sterrenhoop (nl) Gromada otwarta (pl) Aglomerado estelar aberto (pt) Öppen stjärnhop (sv) Рассеянное звёздное скопление (ru) 疏散星团 (zh) Розсіяне скупчення (uk)
owl:differentFrom dbr:Galaxy_cluster
owl:sameAs freebase:Open cluster yago-res:Open cluster http://d-nb.info/gnd/4244900-5 wikidata:Open cluster dbpedia-ar:Open cluster http://ast.dbpedia.org/resource/Cúmulu_abiertu dbpedia-az:Open cluster dbpedia-be:Open cluster dbpedia-bg:Open cluster http://bn.dbpedia.org/resource/মুক্ত_স্তবক http://bs.dbpedia.org/resource/Otvoreno_zvjezdano_jato dbpedia-ca:Open cluster dbpedia-cs:Open cluster dbpedia-da:Open cluster dbpedia-de:Open cluster dbpedia-el:Open cluster dbpedia-eo:Open cluster dbpedia-es:Open cluster dbpedia-et:Open cluster dbpedia-eu:Open cluster dbpedia-fa:Open cluster dbpedia-fi:Open cluster dbpedia-fr:Open cluster dbpedia-ga:Open cluster dbpedia-gl:Open cluster dbpedia-he:Open cluster http://hi.dbpedia.org/resource/खुला_तारागुच्छ dbpedia-hr:Open cluster dbpedia-hu:Open cluster http://hy.dbpedia.org/resource/Ցրված_աստղային_կուտակումներ dbpedia-id:Open cluster dbpedia-it:Open cluster dbpedia-ja:Open cluster dbpedia-kk:Open cluster dbpedia-ko:Open cluster dbpedia-la:Open cluster dbpedia-lb:Open cluster http://lt.dbpedia.org/resource/Padrikasis_spiečius http://lv.dbpedia.org/resource/Vaļējā_zvaigžņu_kopa dbpedia-mk:Open cluster http://ml.dbpedia.org/resource/തുറന്ന_താരവ്യൂഹം dbpedia-nl:Open cluster dbpedia-nn:Open cluster dbpedia-no:Open cluster dbpedia-oc:Open cluster http://pa.dbpedia.org/resource/ਖੁੱਲੇ_ਤਾਰਾਗੁੱਛੇ dbpedia-pl:Open cluster dbpedia-pt:Open cluster dbpedia-ro:Open cluster dbpedia-ru:Open cluster dbpedia-sh:Open cluster dbpedia-simple:Open cluster dbpedia-sk:Open cluster dbpedia-sl:Open cluster dbpedia-sr:Open cluster dbpedia-sv:Open cluster dbpedia-th:Open cluster dbpedia-tr:Open cluster http://tt.dbpedia.org/resource/Йолдызлар_сибелгән_тупланышы dbpedia-uk:Open cluster dbpedia-vi:Open cluster dbpedia-war:Open cluster dbpedia-zh:Open cluster https://global.dbpedia.org/id/CBh2
prov:wasDerivedFrom wikipedia-en:Open_cluster?oldid=1121488908&ns=0
foaf:depiction wiki-commons:Special:FilePath/Eagle_nebula_pillars.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Messier11.jpg wiki-commons:Special:FilePath/NGC265.jpg wiki-commons:Special:FilePath/NGC_346_in_Small_magellanic_cloud.jpg wiki-commons:Special:FilePath/NGC_3590_open_cluster_Eso1416a.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Pleiades_large.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Tarantula_nebula_detail.jpg wiki-commons:Special:FilePath/The_colourful_star_cluster_NGC_2367.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Trapezium_cluster_optical_and_infrared_comparison.jpg wiki-commons:Special:FilePath/VISTA_Finds_Star_Clusters_Galore.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Nursery_of_New_Stars_-_GPN-2000-000972.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Open_cluster_HR_diagram_ages.gif
foaf:isPrimaryTopicOf wikipedia-en:Open_cluster
is dbo:wikiPageDisambiguates of dbr:Cluster
is dbo:wikiPageRedirects of dbr:Open_clusters dbr:Galactic_Cluster dbr:Trumpler_classification dbr:Open_Cluster dbr:Galactic_Clusters dbr:Galactic_cluster dbr:Open_Clusters dbr:Open_star_cluster dbr:Cluster_formation dbr:Birth_cluster dbr:Trumpler_class
is dbo:wikiPageWikiLink of dbr:Camelopardalis dbr:Cancer_(constellation) dbr:Canis_Major dbr:Canis_Major_Overdensity dbr:Carina_Nebula dbr:Caroline_Herschel dbr:Cassiopeia_(constellation) dbr:Beehive_Cluster dbr:Pr0211_c dbr:Puppis dbr:Pyxis dbr:QX_Andromedae dbr:QZ_Carinae dbr:Rosette_Nebula dbr:Scorpius dbr:List_of_Utah_state_symbols dbr:List_of_astronomical_objects_named_after_people dbr:List_of_astronomy_acronyms dbr:Melotte_catalogue dbr:Messier_67 dbr:2012_VP113 dbr:Berkeley_87 dbr:Beta_Tauri dbr:Beta_Ursae_Majoris dbr:Blanco_1 dbr:Boötes dbr:Delta2_Lyrae dbr:Delta_Lyrae_cluster dbr:Delta_Persei dbr:Denebola dbr:Hyades_(star_cluster) dbr:Hydrus dbr:List_of_NGC_objects_(1001–2000) dbr:Perseus_(constellation) dbr:Rho_Tauri dbr:U_Lacertae dbr:Upsilon_Geminorum dbr:Upsilon_Scorpii dbr:Upsilon_Tauri dbr:V346_Centauri dbr:V399_Carinae dbr:V4381_Sagittarii dbr:V518_Carinae dbr:V520_Persei dbr:V533_Carinae dbr:V718_Persei dbr:V810_Centauri dbr:V957_Scorpii dbr:VY_Canis_Majoris dbr:Vega dbr:Vela_(constellation) dbr:Vela_Molecular_Ridge dbr:Viktor_Ambartsumian dbr:David_G._Turner dbr:Deep-sky_object dbr:Double_Cluster dbr:James_R._Graham dbr:Kṛttikā dbr:List_of_most_luminous_stars dbr:List_of_most_massive_stars dbr:List_of_nearby_stellar_associations_and_moving_groups dbr:List_of_open_clusters dbr:Stellar_isochrone dbr:Proper_motion dbr:Zipacna dbr:11_(number) dbr:12_Canis_Majoris dbr:18_Tauri dbr:Collinder_135 dbr:Collinder_140 dbr:Collinder_228 dbr:Collinder_catalogue dbr:Coma_Berenices dbr:Coma_Star_Cluster dbr:Corona_Australis dbr:Coronet_Cluster dbr:Crater_(constellation) dbr:Crux dbr:Melotte_186 dbr:Mensa_(constellation) dbr:Ruprecht_147 dbr:Ruprecht_44 dbr:SZ_Tauri dbr:S_Monocerotis dbr:S_Normae dbr:S_Ori_70 dbr:S_Persei dbr:Sagitta dbr:Elliptical_galaxy dbr:Nebula dbr:O-type_star dbr:Oort_cloud dbr:Open_cluster_family dbr:NGC_659 dbr:Timeline_of_knowledge_about_galaxies,_...f_galaxies,_and_large-scale_structure dbr:Open_clusters dbr:Circinus dbr:Electra_(star) dbr:Epsilon_Eridani dbr:Epsilon_Tauri dbr:GG_Carinae dbr:Gaia_1 dbr:Galactic_Cluster dbr:Galaxy dbr:Gamma_Canis_Majoris dbr:Gamma_Coronae_Borealis dbr:Gamma_Tauri dbr:Gemini_(constellation) dbr:Gliese_3512 dbr:Globular_cluster dbr:Glossary_of_astronomy dbr:Monoceros dbr:Mu_Normae dbr:Musca dbr:N119 dbr:N11_(emission_nebula) dbr:NGC_1027 dbr:NGC_103 dbr:NGC_1232 dbr:NGC_1245 dbr:NGC_129 dbr:NGC_133 dbr:NGC_1342 dbr:NGC_136 dbr:NGC_1444 dbr:NGC_146 dbr:NGC_1502 dbr:NGC_152 dbr:NGC_1528 dbr:NGC_1545 dbr:NGC_1624 dbr:NGC_1647 dbr:NGC_1662 dbr:NGC_1664 dbr:NGC_1712 dbr:NGC_1746 dbr:NGC_176 dbr:NGC_1807 dbr:NGC_1817 dbr:NGC_1820 dbr:NGC_1858 dbr:NGC_1859 dbr:NGC_1860 dbr:NGC_1869 dbr:NGC_1871 dbr:NGC_1872 dbr:NGC_1873 dbr:NGC_188 dbr:NGC_189 dbr:NGC_1893 dbr:NGC_1901 dbr:NGC_1929 dbr:NGC_1955 dbr:NGC_1959 dbr:NGC_1970 dbr:NGC_1971 dbr:NGC_1974 dbr:NGC_1978 dbr:NGC_1980 dbr:NGC_1981 dbr:NGC_1983 dbr:NGC_1984 dbr:NGC_1986 dbr:NGC_1987 dbr:NGC_1994 dbr:NGC_1996 dbr:NGC_1997 dbr:NGC_2002 dbr:NGC_2004 dbr:NGC_2027 dbr:NGC_2035 dbr:NGC_2060 dbr:NGC_2070 dbr:NGC_2100 dbr:NGC_2129 dbr:NGC_2158 dbr:NGC_2164 dbr:NGC_2169 dbr:NGC_2175 dbr:NGC_2194 dbr:NGC_2197 dbr:NGC_220 dbr:NGC_2202 dbr:NGC_2204 dbr:NGC_222 dbr:NGC_2240 dbr:NGC_2241 dbr:NGC_2244 dbr:NGC_225 dbr:NGC_2266 dbr:NGC_2277 dbr:NGC_2281 dbr:NGC_2301 dbr:NGC_231 dbr:NGC_2349 dbr:NGC_2353 dbr:NGC_2354 dbr:NGC_2355 dbr:NGC_2360 dbr:NGC_2362 dbr:NGC_241 dbr:NGC_2423-3 dbr:NGC_2423-3_b dbr:NGC_2439 dbr:NGC_2451 dbr:NGC_2452 dbr:NGC_2477 dbr:NGC_2506 dbr:NGC_2509 dbr:NGC_2516 dbr:NGC_2527 dbr:NGC_2539 dbr:NGC_2547 dbr:NGC_256 dbr:NGC_2627 dbr:NGC_265 dbr:NGC_267 dbr:NGC_269 dbr:NGC_272 dbr:NGC_281 dbr:NGC_2818 dbr:NGC_290 dbr:NGC_294 dbr:NGC_299 dbr:NGC_306 dbr:NGC_3114 dbr:NGC_3228 dbr:NGC_3293 dbr:NGC_330 dbr:NGC_3324 dbr:NGC_346 dbr:NGC_3532 dbr:NGC_3603 dbr:NGC_361 dbr:NGC_366 dbr:NGC_371 dbr:NGC_376 dbr:NGC_3766 dbr:NGC_381 dbr:NGC_395 dbr:NGC_4103 dbr:NGC_422 dbr:NGC_4230 dbr:NGC_4314 dbr:NGC_433 dbr:NGC_4349 dbr:NGC_4349-127 dbr:NGC_436 dbr:NGC_4463 dbr:NGC_456 dbr:NGC_458 dbr:NGC_460 dbr:NGC_4609 dbr:NGC_4815 dbr:NGC_5281 dbr:NGC_5316 dbr:NGC_5460 dbr:NGC_559 dbr:NGC_5617 dbr:NGC_5662 dbr:NGC_5749 dbr:NGC_5822 dbr:NGC_5823 dbr:NGC_592 dbr:NGC_602 dbr:NGC_6025 dbr:NGC_6031 dbr:NGC_6087 dbr:NGC_6124 dbr:NGC_6134 dbr:NGC_6152 dbr:NGC_6167 dbr:NGC_6188 dbr:NGC_6193 dbr:NGC_6200 dbr:NGC_6204 dbr:NGC_6208 dbr:NGC_6242 dbr:NGC_6250 dbr:NGC_6281 dbr:NGC_6357 dbr:NGC_637 dbr:NGC_6400 dbr:NGC_643 dbr:NGC_6520 dbr:NGC_6530 dbr:NGC_654 dbr:NGC_657 dbr:NGC_6604 dbr:NGC_6709 dbr:NGC_6738 dbr:NGC_6755 dbr:NGC_6791 dbr:NGC_6811 dbr:NGC_6819 dbr:NGC_6820_and_NGC_6823 dbr:NGC_6834 dbr:NGC_6866 dbr:NGC_6871 dbr:NGC_6885
is dbp:class of dbr:NGC_602 dbr:NGC_7142 dbr:Stock_16 dbr:Arp-Madore_2 dbr:IC_2391
is dbp:type of dbr:Melotte_186 dbr:NGC_1662 dbr:NGC_1859 dbr:NGC_2027 dbr:NGC_2244 dbr:NGC_2353 dbr:IC_2944
is foaf:primaryTopic of wikipedia-en:Open_cluster