L'amas ouvert
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Un amas ouvert est un groupe de jusqu'à quelques milliers étoiles qui ont été formés à partir du même nuage moléculaire géant et ont à peu près le même âge. Plus de 1 100 amas ouverts ont été découverts dans le Voie Lactée , et beaucoup d'autres sont soupçonnées d'exister. Ils sont plus ou moins liés entre eux d'un commun attraction gravitationnelle et deviennent perturbé par des rencontres rapprochées avec d'autres clusters et des nuages de gaz en orbite autour du centre galactique, ce qui entraîne une migration vers le corps principal de la galaxie ainsi que la perte de membres de la grappe à travers des rencontres proches internes. Les amas ouverts survivent généralement pour quelques centaines de millions d'années. En revanche, les plus massives amas globulaires d'étoiles exercent une forte attraction gravitationnelle sur leurs membres, et peuvent survivre pendant plusieurs milliards d'années. Les amas ouverts ont été trouvés seulement dans en spirale et galaxies irrégulières, dans laquelle actif la formation des étoiles se produit.
Les jeunes amas ouverts peuvent encore être contenus dans le nuage moléculaire à partir de laquelle ils ont formé, illuminant pour créer une région H II . Avec le temps, pression de radiation de la grappe sera disperser le nuage moléculaire. Typiquement, environ 10% de la masse d'un nuage de gaz se fondre en étoiles avant pression de radiation entraîne le reste du gaz de suite.
Les amas ouverts sont des objets clés de l'étude de l'évolution stellaire. Parce que les membres de la grappe sont du même âge et de la composition chimique , les effets d'autres propriétés stellaires sont plus faciles à déterminer que ce qu'ils sont pour les étoiles isolées. Un certain nombre d'amas ouverts, comme le Pleiades , Hyades ou Alpha Persei Cluster sont visibles à l'œil nu. D'autres, tels que la Double Cluster, sont à peine perceptible sans instruments, tandis que beaucoup plus peut être vu à l'aide de jumelles ou télescopes . Le Amas du Canard Sauvage, M11, est un exemple.
Les observations historiques
Les Pléiades amas ouvert éminents a été reconnu comme un groupe d'étoiles depuis l'antiquité, tandis que le Hyades fait partie de Taureau, une des constellations les plus anciennes. Autres amas ouverts ont été relevées par les premiers astronomes que les patchs flous non résolus de la lumière. L'astronome romain Ptolémée mentionne le Praesepe, le Double cluster dans Persée, et Ptolémée Cluster, tandis que l'astronome persan Al-Sufi écrit de la Pôle Omicron Velorum. Cependant, il faudrait l'invention du télescope pour résoudre ces nébuleuses dans leurs étoiles constitutifs. En effet, en 1603 Johann Bayer a donné trois de ces groupes désignations comme se ils étaient des étoiles simples.
La première personne à utiliser un télescope pour observer le ciel de nuit et enregistrer ses observations était le savant italien Galileo Galilei en 1609. Quand il a tourné le télescope vers certains des correctifs nébuleux enregistrées par Ptolémée, il a trouvé qu'ils ne étaient pas une seule étoile, mais groupements de nombreuses stars. Pour la Praesepe, il a trouvé plus de 40 étoiles. Là où auparavant les observateurs avaient noté seulement 6-7 étoiles dans les Pléiades, il trouva presque 50. Dans son traité de 1610 Sidereus Nuncius, Galileo Galilei a écrit, "la galaxie est rien d'autre mais une masse d'innombrables étoiles plantés ensemble en grappes." Influencé par les travaux de Galilée, l'astronome sicilienne Giovanni Hodierna est devenu peut-être le premier astronome à utiliser un télescope pour trouver amas ouverts précédemment inconnues. En 1654, il a identifié les objets désormais désignés M41, M47, NGC 2362 et NGC 2451.
Il a été réalisé dès 1767 que les étoiles dans un amas étaient liés physiquement, lorsque le naturaliste anglais révérend John Michell calculé que la probabilité de même un seul groupe d'étoiles des Pléiades comme étant le résultat d'un alignement fortuit vu de la Terre était juste 1 496 000. Entre 1774-1781, astronome français Charles Messier a publié un catalogue d'objets célestes qui avaient une apparence similaire à nébuleuse comètes . Ce catalogue comprend 26 amas ouverts. Dans les années 1790, l'astronome anglais William Herschel a commencé une étude approfondie des objets célestes nébuleux. Il a découvert que bon nombre de ces caractéristiques pourraient être résolus en groupements d'étoiles individuelles. Herschel a conçu l'idée que les étoiles ont d'abord été dispersées dans l'espace, mais est devenu plus tard regroupés ensemble comme les systèmes d'étoiles en raison de l'attraction gravitationnelle. Il a divisé les nébuleuses en huit classes, avec des classes VI à VIII étant utilisés pour classer les amas d'étoiles.
Le nombre de groupes connus continué d'augmenter sous les efforts des astronomes. Des centaines de groupes ouverts ont été répertoriés dans le Nouveau catalogue général, d'abord publié en 1888 par l'astronome danois-irlandaise JLE Dreyer, et les deux supplémentaire Index Catalogues, publiés en 1896 et 1905. Les observations télescopiques révélé deux types distincts de groupes, dont l'un contenait des milliers d'étoiles dans une distribution sphérique régulière et a été trouvé dans l'ensemble du ciel, mais préférentiellement vers le centre de la Voie Lactée . L'autre type est composée d'une population clairsemée généralement des étoiles dans une forme plus irrégulière. Ils ont été généralement dans ou près de la plan galactique de la Voie Lactée. Les astronomes surnommé les anciens amas globulaires , et les derniers amas ouverts. En raison de leur emplacement, amas ouverts sont parfois appelés des clusters galactiques, un terme qui a été introduit en 1925 par l'astronome américano-suisse Robert Jules Trumpler.
mesures micrométriques de la position des étoiles dans les amas ont été faites dès 1877 par l'astronome allemand E. Schönfeld et poursuivie par l'astronome américain EE Barnard avant sa mort en 1923. Aucune indication de mouvement stellaire a été détectée par ces efforts. Cependant, en 1918 l'astronome hollandais-américain Adriaan van Maanen a pu mesurer le mouvement propre des étoiles dans une partie du amas des Pléiades en comparant des plaques photographiques prises à des moments différents. Comme astrométrie est devenu plus précis, étoiles de l'amas ont été trouvés pour partager une commune mouvement propre à travers l'espace. En comparant les plaques photographiques de l' amas des Pléiades prises en 1918 avec des images prises en 1943, van Maanen était en mesure d'identifier ces étoiles qui ont eu un mouvement propre similaire à la vitesse moyenne de la grappe, et étaient donc plus susceptibles d'être membres. Mesures spectroscopiques ont révélé commune vitesses radiales, montrant ainsi que les groupes se composent d'étoiles liées ensemble en tant que groupe.
La première diagrammes couleur-magnitude de amas ouverts ont été publiés par Ejnar Hertzsprung en 1911, donnant l'intrigue pour le Pleiades et Hyades amas d'étoiles. Il a continué ce travail sur les amas ouverts pour les vingt prochaines années. A partir des données spectroscopiques, il était en mesure de déterminer la limite supérieure de mouvements internes pour amas ouverts, et pourrait estimer que la masse totale de ces objets ne dépasse plusieurs centaines de fois la masse du Soleil Il a démontré une relation entre les couleurs des étoiles et leurs grandeurs, et en 1929, a remarqué que les Hyades et Grappes Praesepe avaient différentes populations stellaires que les Pléiades. Ce sera ensuite interprétée comme une différence d'âge des trois groupes.
Formation
La formation d'un amas ouvert commence avec l'effondrement d'une partie de nuage moléculaire géant, un nuage dense froid de gaz et de poussière contenant jusqu'à plusieurs milliers de fois les masse du Soleil Ces nuages ont des densités qui varient de 10 fév au 10 juin molécules de hydrogène neutre par cm 3, avec formation d'étoiles se produisant dans les régions avec des densités supérieures à 10 quatre molécules par cm 3. Typiquement, seulement 1-10% du nuage en volume est supérieur à la dernière densité. Avant de se effondrer, ces nuages maintiennent leur équilibre mécanique à travers les champs magnétiques, la turbulence et rotation.
De nombreux facteurs peuvent perturber l'équilibre d'un nuage moléculaire géant, déclenchant un effondrement et d'initier l'éclatement de formation d'étoiles qui peut se traduire par un amas ouvert. Il se agit notamment des ondes de choc à proximité d'une supernova , les collisions avec d'autres nuages, ou des interactions gravitationnelles. Même sans déclencheurs externes, les régions du nuage peuvent atteindre des conditions où ils deviennent instables contre l'effondrement. La région des nuages se effondrer subira fragmentation hiérarchique en plus en plus petits bouquets, y compris une forme particulièrement dense connu sous le nom nuages sombres infrarouges, pour aboutir finalement à la formation de jusqu'à plusieurs milliers d'étoiles. Cette formation d'étoiles commence enveloppé dans le nuage se effondrer, bloquant les protoétoiles de vue, mais permettant l'observation infrarouge. Dans la galaxie de la Voie Lactée, le taux d'amas ouverts de formation est estimé à un tous les quelques milliers d'années.
La plus chaude et la plus massive des étoiles nouvellement formées (connu sous le nom étoiles OB) émettent intense rayonnement ultraviolet , qui ionise le gaz environnant régulièrement du nuage moléculaire géant, formant une région H II . Les vents stellaires et pression de radiation des étoiles massives commence à chasser le gaz ionisé chaud à une vitesse correspondant à la vitesse du son dans le gaz. Après quelques millions d'années le cluster va connaître sa première supernovae, qui sera également expulser le gaz du voisinage. Dans la plupart des cas, ces processus seront dépouiller le cluster de gaz dans les dix millions d'années et aucune autre formation d'étoiles auront lieu. Pourtant, environ la moitié des objets protostellaires résultant seront laissés entouré disques circumstellaires, dont beaucoup forment disques d'accrétion.
Comme seulement 30 à 40 pour cent du gaz dans les formes de base de nuage étoiles, le processus d'expulsion de gaz résiduelle est très dommageable pour le processus de formation d'étoiles. Tous les groupes subissent donc une perte significative de poids des nourrissons, alors qu'une grande fraction subit la mortalité infantile. À ce stade, la formation d'un amas ouvert dépendra de savoir si les étoiles nouvellement formées sont gravitationnellement liés les uns aux autres; sinon un non liée association stellaire entraîner. Même quand un cluster comme les Pléiades se forme, il ne peut se accrocher à un tiers des étoiles originales, le reste devenant non liée une fois que le gaz est expulsé. Les jeunes étoiles ainsi mis de leur groupe natal deviennent partie de la population sur le terrain Galactic.
Parce que la plupart, sinon toutes les étoiles forment en cluster, amas d'étoiles doivent être considérées les éléments constitutifs fondamentaux de galaxies. Les événements de gaz expulsion violente cette forme et de détruire de nombreux amas d'étoiles à la naissance laissent leur empreinte dans les structures morphologiques et cinématiques des galaxies. La plupart des amas ouverts forment avec au moins 100 étoiles et une masse de 50 ou plus masses solaires. Les plus grands groupes peuvent avoir 10 4 masses solaires, avec l'amas massif Westerlund 1 est estimé à 5 × 10 4 masses solaires; proche de celle d'un amas globulaire. Alors que les amas ouverts et les amas globulaires forment deux groupes assez distinctes, il peut ne pas être une grande différence d'aspect entre un amas globulaire très clairsemée et un très riche amas ouvert. Certains astronomes pensent que les deux types de amas d'étoiles forment via le même mécanisme de base, la différence étant que les conditions qui ont permis la formation de très riches amas globulaires contenant des centaines de milliers d'étoiles ne existent plus dans la Voie Lactée.
Il est commun pour deux ou plusieurs amas ouverts distincts pour former de la même nuage moléculaire. Dans le Grand Nuage de Magellan, à la fois Hodge 301 et R136 se forment à partir des gaz de la Nébuleuse de la Tarentule, alors que dans notre propre galaxie, retraçant le mouvement à travers l'espace de la Hyades et Praesepe, deux clusters à proximité ouverts éminents, suggère qu'ils formaient dans le même nuage il ya environ 600 millions d'années. Parfois, deux groupes nés à la fois forment un groupe binaire. L'exemple le plus connu dans la Voie Lactée est le Double Cluster de NGC 869 et NGC 884 (parfois appelée à tort h et χ Persei; h se réfère à une étoile voisine et χ aux deux groupes), mais au moins 10 autres grappes doubles sont connus pour exister. Beaucoup d'autres sont connus dans la Petites et Grandes Nuages de Magellan-elles sont plus faciles à détecter dans les systèmes externes que dans notre propre galaxie, car des effets de projection peuvent causer des grappes non reliés au Voie Lactée apparaissent près de l'autre.
Morphologie et classification
Les amas ouverts vont de grappes très rares avec seulement quelques membres à grande agglomérations contenant des milliers d'étoiles. Ils se composent généralement d'un noyau dense assez distincte, entouré d'un «corona» plus diffuse des membres du cluster. Le noyau est généralement d'environ 3-4 années-lumière de diamètre, avec la couronne se étendant à environ 20 années-lumière du centre de l'amas. Densités typiques étoiles dans le centre d'un cluster sont environ 1,5 étoiles par année-lumière cube; la densité stellaire près du soleil est d'environ 0,003 étoiles par année-lumière cube.
Les amas ouverts sont souvent classés selon un système développé par Robert Trumpler en 1930. régime Le Trumpler donne un cluster une désignation en trois parties, avec un chiffre romain du I-IV indiquant sa concentration et le détachement du champ d'étoiles entourant (de fortement concentrée, faiblement), un chiffre arabe 1-3 indiquant la gamme de luminosité des membres (de petite à grande portée), et p, m ou r pour indiquer si le cluster est mauvaise, moyenne ou riche en étoiles. Un 'n' est ajouté si le cluster se trouve dans nébulosité.
En vertu du régime Trumpler, les Pléiades sont classés comme I3rn (fortement concentrée et richement peuplé de nébulosité présent), tandis que les Hyades proximité sont classés comme II3m (plus dispersés, et avec moins de membres).
Nombre et la répartition
Il ya plus de 1 000 amas ouverts connus dans notre galaxie, mais le nombre réel pourrait être jusqu'à dix fois plus élevé que cela. En galaxies spirales, amas ouverts sont en grande partie trouvé dans les bras spiraux où la densité de gaz sont les plus élevés et la formation de manière plus étoiles se produit, et les clusters disperser habituellement avant qu'ils ne aient eu le temps de voyager au-delà de leur bras spiral. Les amas ouverts sont fortement concentrées à proximité du plan galactique, avec un hauteur d'échelle dans notre galaxie d'environ 180 années-lumière, par rapport à un rayon galactique d'environ 100 000 années-lumière.
En galaxies irrégulières, amas ouverts peuvent être trouvés dans toute la galaxie, même si leur concentration est la plus élevée où la densité de gaz est la plus élevée. Les amas ouverts ne sont pas visibles dans galaxies elliptiques: la formation des étoiles cessé plusieurs millions d'années il ya dans les galaxies elliptiques, et ainsi les amas ouverts qui étaient présents à l'origine ont depuis longtemps dispersée.
Dans notre galaxie, la répartition des grappes dépend de l'âge, avec des grappes plus âgés étant préférentiellement trouvé à de plus grandes distances de la centre galactique, généralement à des distances importantes au-dessus ou en dessous de la plan galactique. Les forces de marée sont plus forts près du centre de la galaxie, l'augmentation du taux de perturbation des clusters, ainsi que les nuages moléculaires géants qui causent la perturbation de grappes sont concentrés vers les régions intérieures de la galaxie, donc grappes dans les régions intérieures de la galaxie ont tendance à se disperser à un âge plus jeune que leurs homologues dans les régions extérieures.
Composition Stellar
Parce que les amas ouverts tendent à être dispersées avant que la plupart de leurs étoiles atteignent la fin de leur vie, la lumière d'eux tend à être dominé par les jeunes étoiles chaudes et bleues. Ces étoiles sont les plus massives, et ont les plus courtes vies de quelques dizaines de millions d'années. Les amas ouverts plus âgés ont tendance à contenir plus d'étoiles jaunes.
Certains amas ouverts contiennent étoiles bleues chaudes qui semblent être beaucoup plus jeune que le reste de la grappe. Ces traînards bleus sont également observées dans les amas globulaires, et dans les noyaux très denses amas globulaires de qu'ils sont censés survenir lorsque étoiles entrent en collision, formant une étoile beaucoup plus chaud, plus massive. Cependant, la densité stellaire dans les amas ouverts est beaucoup plus faible que dans les amas globulaires, et les collisions stellaires ne peut pas expliquer le nombre de traînards bleus observés. Au lieu de cela, on pense que la plupart d'entre eux proviennent probablement lorsque interactions dynamiques avec d'autres étoiles provoquent un système binaire de coalescence dans une étoile.
Une fois qu'ils ont épuisé leur approvisionnement en hydrogène par le biais fusion nucléaire, à moyen et à étoiles de faible masse perdent leurs couches externes pour former une nébuleuse planétaire et d'évoluer dans les naines blanches . Alors que la plupart des groupes se dispersent devant une grande proportion de leurs membres ont atteint le stade de naine blanche, le nombre de naines blanches dans les amas ouverts est encore généralement beaucoup plus faible que prévu, compte tenu de l'âge de l'amas et la distribution de masse initiale prévue de les étoiles. Une explication possible de l'absence de naines blanches est que quand une géante rouge expulse ses couches externes de devenir une nébuleuse planétaire, une légère asymétrie dans la perte de matériel pourrait donner l'étoile d'un coup-franc de quelques kilomètres par seconde, assez pour l'éjecter du cluster.
En raison de leur haute densité, rencontres rapprochées entre les étoiles dans un amas ouvert sont communs. Pour un cluster typique avec 1000 étoiles avec un rayon de demi-masse parsec 0,5, en moyenne une étoile aura une rencontre avec un autre membre tous les 10 millions d'années. Le taux est encore plus élevé dans les grappes denses. Ces rencontres peuvent avoir un impact significatif sur les disques circumstellaires étendues de matériaux qui entourent beaucoup de jeunes étoiles. Perturbations marée de gros disques peuvent entraîner la formation de planètes massives et naines brunes, produisant compagnons à des distances de 100 UA ou plus de l'étoile hôte.
Sort éventuel
De nombreux amas ouverts sont intrinsèquement instables, avec une petite masse suffit que le la vitesse de libération du système est inférieure à la moyenne vitesse des étoiles constitutifs. Ces groupes vont rapidement se disperser dans les quelques millions d'années. Dans de nombreux cas, le dépouillement du gaz à partir de laquelle le groupe formé par la pression de radiation des jeunes étoiles chaudes réduit suffisamment la masse de cluster pour permettre la dispersion rapide.
Clusters qui ont assez de masse pour être gravitationnellement liés fois la nébuleuse environnante est évaporé peut rester distinct pour plusieurs dizaines de millions d'années, mais avec le temps les processus internes et externes ont également tendance à les disperser. En interne, rencontres rapprochées entre les étoiles peuvent augmenter la vitesse d'un membre au-delà de la vitesse de libération de la grappe. Il en résulte une «évaporation» progressive des membres du cluster.
Extérieurement, environ toutes les demi milliard d'années ou alors un amas ouvert tend à être perturbés par des facteurs externes tels que le passage à proximité ou à travers un nuage moléculaire. Le gravitationnelle les forces de marée générés par une telle rencontre ont tendance à perturber le cluster. Finalement, le cluster devient un courant d'étoiles, pas assez près pour être un cluster, mais tous liés et se déplaçant dans des directions semblables à des vitesses similaires. L'échelle de temps sur laquelle un groupe perturbe dépend de sa densité stellaire initiale, avec des grappes plus serrées persistant pendant plus longtemps. Estimation munitions des demi-vies , après quoi la moitié des membres originaux de munitions auront été perdus, la gamme de 150 à 800 millions d'années, en fonction de la densité de l'original.
Après un cluster est devenu non liée gravitationnellement, bon nombre de ses étoiles constitutifs aura encore déplaçant dans l'espace sur des trajectoires similaires, dans ce qui est connu comme un association stellaire, déplacer cluster, ou d'un groupe en mouvement. Plusieurs des étoiles les plus brillantes dans le ' Charrue 'de Ursa Major sont d'anciens membres d'un amas ouvert qui forment désormais une telle association, dans ce cas, le Groupe Ursa Major en mouvement. Finalement, leurs vitesses relatives légèrement différentes seront les voir dispersés dans toute la galaxie. Un cluster est plus grande alors connu comme un flux, si nous découvrons les vitesses et l'âge des étoiles contraire indépendants similaires.
Etudier l'évolution stellaire
Lorsqu'un Diagramme de Hertzsprung-Russell est tracée pour un amas ouvert, la plupart des étoiles se trouvent sur le séquence principale. Les étoiles les plus massives ont commencé à évoluer loin de la séquence principale et deviennent géantes rouges ; la position de la bifurcation à partir de la séquence principale peut être utilisée pour estimer l'âge de la grappe.
Parce que les étoiles dans un amas ouvert sont tous à peu près à la même distance de la Terre , et sont nés à peu près le même temps à partir de la même matière première, les différences de luminosité apparente entre les membres de la grappe est due uniquement à leur masse. Cela rend amas ouverts très utiles dans l'étude de l'évolution stellaire, car lorsque l'on compare une étoile à l'autre, un grand nombre de paramètres variables sont fixés.
L'étude des abondances de lithium et du béryllium dans les étoiles ouverts de cluster peut donner des indices importants sur l'évolution des étoiles et leurs structures intérieures. Bien hydrogène noyaux ne peuvent pas fusionner pour former de l'hélium jusqu'à la température atteint environ 10 millions de K , le lithium et le béryllium sont détruits à des températures de 2,5 millions et 3,5 millions K K respectivement. Cela signifie que leurs abondances dépendent fortement de la quantité de mélange se produit dans les intérieurs stellaires. En étudiant leur abondance dans les étoiles ouverts à sous-munitions, des variables telles que l'âge et la composition chimique sont fixés.
Des études ont montré que les abondances de ces éléments légers sont beaucoup plus bas que les modèles d'évolution stellaire prédisent. Bien que la raison de cette sous-abondance ne est pas encore complètement compris, il est possible que convection dans les intérieurs stellaires peut «dépassement» dans des régions où rayonnement est normalement le principal mode de transport de l'énergie.
Échelle de distance astronomique
Déterminer les distances des objets astronomiques est crucial pour les comprendre, mais la grande majorité des objets sont trop loin pour leurs distances à déterminer directement. Calibrage de la échelle de distance astronomique repose sur une séquence de mesures indirectes et parfois incertains concernant les objets les plus proches, pour lesquels les distances peuvent être mesurées directement, à des objets de plus en plus éloignés. Les amas ouverts sont une étape cruciale dans cette séquence.
Les amas ouverts les plus proches peuvent avoir leur distance mesurée directement par l'une des deux méthodes. Tout d'abord, la parallaxe (le petit changement de position apparente au cours d'une année causée par la Terre déplaçant d'un côté de son orbite autour du Soleil à l'autre) des étoiles dans les amas ouverts à proximité peut être mesurée, comme d'autres étoiles individuelles. Clusters tels que les Pléiades, les Hyades et quelques autres dans environ 500 années-lumière sont assez proches pour que cette méthode soit viable, et les résultats de la Hipparcos satellite de mesure de position a abouti à des distances précises pour plusieurs clusters.
L'autre méthode directe est la soi-disant déplacer méthode de cluster. Cela repose sur le fait que les étoiles d'un cluster part une motion commune à travers l'espace. Mesurer les mouvements propres des membres du cluster et le tracé de leurs mouvements apparents à travers le ciel va révéler qu'ils convergent sur un point de fuite. La vitesse radiale des membres du cluster peut être déterminé à partir Mesures de décalage Doppler de leur spectres, et une fois la vitesse radiale, mouvement propre et la distance angulaire de la grappe à son point de fuite sont connus, simple trigonométrie révélera la distance au cluster. Le Hyades sont l'application la plus connue de cette méthode, qui révèle leur distance à être 46,3 parsecs.
Une fois les distances à grappes à proximité ont été créés, d'autres techniques peuvent étendre l'échelle des distances à des groupes plus éloignés. En faisant correspondre les séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell pour une grappe à une distance connue avec celle d'un groupe plus éloigné, à la distance la plus éloignée de la grappe peut être estimée. L'amas ouvert le plus proche est le Hyades: l'association stellaire composé de la plupart des Plough étoiles est à peu près la moitié de la distance de la Hyades, mais est une association stellaire plutôt que d'un amas ouvert que les étoiles ne sont pas gravitationnellement liés entre eux. L'amas ouvert le plus lointain connu dans notre galaxie est Berkeley 29, à une distance d'environ 15 000 parsecs. Les amas ouverts sont également facilement détectés dans la plupart des galaxies de la Groupe local.
La connaissance précise des distances de l'amas ouvert est essentiel pour calibrer la relation période-luminosité montre étoiles variables telles que Cepheid et RR Lyrae étoiles, ce qui leur permet d'être utilisés comme chandelles standard. Ces étoiles lumineuses peuvent être détectées à de grandes distances, et sont ensuite utilisés pour étendre l'échelle de distance aux galaxies à proximité dans le Groupe Local.
