개방형 클러스터(Open clusters)란?
구상 성단보다 작고 질량이 작은 성단은 태양을 포함한 시스템 대부분의 항성과 섞여 은하 평면에서 발견됩니다. 이 객체들은 오픈 클러스터로 일반적으로 일반적인 구형 클러스터보다 개방적이고 느슨한 외관을 가지고 있기 때문에 이렇게 불립니다.
은하계에는 젊은 항성과 매우 흡사한 개성 단이 분포하고 있습니다. 그것들은 은하면을 따라 고도로 집중되며 중심에서 바깥쪽으로 점차 수가 감소합니다. 이들 성단의 대규모 분포는 하늘의 강 면에 존재하기 때문에 직접 학습할 수 없습니다. 왜냐하면, 그 성단이 태양으로부터 수천 광년 이상 떨어져 있는 것을 먼지가 덮고 있다는 것을 의미한다는 것입니다. 은하계와 유사한 외부 은하계 개방형 은하단으로 유추해 볼 때 중심부에 있는 은하계 통합과 분포가 아마도 적다는 점을 제외하고는 은하계 통합과의 일반적인 분포를 따를 것으로 추정됩니다. 은하계의 나선형 팔 가운데 적어도 이 팔들을 식별할 수 있는 태양 근처에 젊은 개방된 성단이 더 밀집해 있다는 증거가 몇 가지 있습니다.
가장 밝은 오픈 클러스터는 가장 밝은 구상 클러스터보다 훨씬 약합니다. 절정 절 대광도는 태양의 약 5만 배의 광도로 보이지만, 기존에 알려진 개성 단의 최대 비율은 500개의 태양광 도에 해당하는 휘도를 가지고 있습니다. 질량은 클러스터의 개별 항성 구성원들의 측정 속도 분산에서 결정할 수 있습니다. 대부분의 개방형 클러스터는 50개의 태양 질량 순으로 작은 질량을 가지고 있습니다. 그들의 별의 총 개체 수는 적고 수만에서 수천까지 있습니다.
개방형 클러스터의 지름은 2, 3~20광년 정도에 불과하며 대부분 5광년 미만입니다. 구조상 그것들은 구형 클러스터와는 매우 달라 보이지만 같은 동적 모델로 이해할 수 있습니다. 가장 중요한 구조의 차이는 상대적으로 큰 코어 반경에 기인하는 총질량이 작고 상대적인 느슨함입니다. 이 두 가지 특징은 최종 운명에 관한 한 비참한 결과를 초래합니다. 왜냐하면, 은하계의 파괴적인 조석 효과를 견딜 수 있는 중력적으로 충분히 구속되지 않았기 때문입니다.
태양으로부터 3,000광년 이내의 개방형 성단의 표본을 보면 2억 년 이상 이런 조류를 견딜 수 있는 것은 절반에 불과하고 수명이 10억 년에 달하는 것은 고작 2%에 불과합니다.
측정된 개방형 클러스터의 나이는 기대수명에 대해 도달한 결론과 일치합니다. 그것들은 젊은 물체인 경향이 있고, 불과 몇 명만이 10억 살이 넘는다고 알려졌습니다. 대부분이 2억 세 미만이고 100만 년에서 200만 년 전의 것도 있습니다. 오픈 클러스터의 나이는 해당 항성 멤버십을 항성 진화의 이론 모델과 비교함으로써 결정됩니다.
성단 내 항성들은 모두 나이와 화학 조성이 거의 같아서 항성 간 차이는 질량의 차이에 의한 것입니다. 성단이 형성된 후 시간이 지나면서 가장 빠르게 진화하는 거대한 별들이 점차 성단에서 사라지고 흰색 왜성이나 기타 발광 부족 별의 잔재가 됩니다. 클러스터의 이론적 모델은 이 효과가 시간과 함께 항성의 내용을 어떻게 변화시키는지 보여주며 실제 클러스터와의 직접적인 비교는 클러스터에 신뢰할 수 있는 나이를 제공합니다.
이를 비교하기 위해 천문학자는 항성 온도를 휘도에 대해 플롯 하는 그림(색도도)을 사용합니다. 1,000개 이상의 개방형 클러스터에 대해 색상 크기의 그림을 얻을 수 있으며, 따라서 이 큰 본보기로 나이가 알려졌습니다.
개방형 클러스터는 대부분 젊은 물체이기 때문에 이들은 형성된 풍부한 환경에 대응하는 화학 조성을 하고 있습니다. 대부분 태양처럼 무거운 원소가 풍부하고 더 풍부한 것도 있습니다. 예를 들어, 가장 가까운 성단 중 하나인 하이아데스 산맥은 태양의 거의 2배의 무거운 원소가 풍부합니다.
1990년대가 되면서 이전에는 먼지투성이 심부에 완전히 숨겨져 있던 아주 젊은 오픈 클러스터를 발견할 수 있게 되었습니다. 천문학자들은 적외선 어레이 검출기를 사용하여 많은 분자 구름에 젊은 별 무리가 포함되어 있음을 발견했습니다. 그 별들은 이제 막 형성되었을 뿐, 때에 따라서는 아직 형성되어 있기도 했습니다.