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Um conjunto aberto é um grupo de até alguns milhares de estrelas que foram formadas a partir da mesma nuvem molecular gigante e tem aproximadamente a mesma idade. Mais de 1.100 aglomerados abertos foram descobertos dentro da Via Láctea , e muitos mais são pensados para existir. Eles são vagamente ligados um ao outro por mútuo atração gravitacional e tornar-se perturbado por encontros próximos com outros aglomerados e nuvens de gás à medida que orbitam o centro da galáxia, resultando em uma migração para o corpo principal da galáxia, bem como uma perda de membros do cluster através de encontros internos. Os enxames abertos geralmente sobrevivem por algumas centenas de milhões de anos. Em contraste, as mais maciças aglomerados globulares de estrelas exercer uma atração gravitacional mais forte sobre os seus membros, e pode sobreviver por muitos bilhões de anos. Aglomerados abertos foram encontrados apenas em e espiral galáxias irregulares, em que ativa formação de estrela está ocorrendo.
Aglomerados abertos jovens podem ainda ser contido dentro da nuvem molecular a partir da qual se formaram, iluminando-o para criar uma região de H II . Ao longo do tempo, pressão de radiação do cluster irá dispersar a nuvem molecular. Tipicamente, cerca de 10% da massa de uma nuvem de gás irá coalescer em estrelas antes pressão radiação impulsiona o resto do gás de distância.
Os enxames abertos são objetos-chave no estudo da evolução estelar. Porque os membros do cluster são da mesma idade e composição química , os efeitos de outras propriedades estelares são mais facilmente determinada do que eles são para as estrelas isoladas. Um número de aglomerados abertos, como o Pleiades , Ou o hyades Alpha Persei Cluster são visíveis a olho nu. Alguns outros, tais como o Cluster de casal, são quase imperceptível, sem instrumentos, enquanto muitos outros pode ser visto usando binóculos ou telescópios . O Cluster pato selvagem, M11, é um exemplo.
As observações históricas
Os proeminentes Pleiades conjunto aberto tem sido reconhecida como um grupo de estrelas, desde a antiguidade, enquanto o Hyades faz parte do Taurus, uma das constelações mais antigas. Outros aglomerados abertos foram observadas por astrônomos adiantados como manchas difusas não resolvidos de luz. O astrônomo Roman Ptolomeu menciona a Manjedoura, o Cluster duplo em Perseus, eo Ptolomeu Cluster, enquanto o astrônomo persa Al-Sufi escreveu sobre a Cluster de Omicron Velorum. No entanto, seria necessário a invenção do telescópio para resolver estas nebulosas em suas estrelas constituintes. De fato, em 1603 Johann Bayer deu três destes aglomerados designações como se fossem estrelas individuais.
A primeira pessoa a usar um telescópio para observar o céu noturno e gravar suas observações era o cientista italiano Galileu Galilei em 1609. Quando ele virou o telescópio para alguns dos patches de nebulosas gravadas por Ptolomeu, ele descobriu que não eram uma única estrela, mas agrupamentos de muitas estrelas. Para o Praesepe, ele encontrou mais de 40 estrelas. Onde antes havia notado observadores apenas 6-7 estrelas no Pleiades, ele encontrou quase 50. Em seu tratado 1610 Sidereus Nuncius, Galileo Galilei escreveu, "a galáxia é nada mais do que uma massa de inumeráveis estrelas plantadas juntos em clusters." Influenciado pelo trabalho de Galileu, o astrônomo siciliano Giovanni Hodierna tornou-se, possivelmente, o primeiro astrônomo a usar um telescópio para encontrar aglomerados abertos anteriormente desconhecidas. Em 1654, ele identificou os objetos agora designados Messier 41, Messier 47, NGC 2362 e NGC 2451.
Percebeu-se logo em 1767 que as estrelas em uma aglomerados foram fisicamente relacionados, quando o Inglês naturalista Reverendo John Michell calculou que a probabilidade de mesmo apenas um grupo de estrelas como o Pleiades, sendo o resultado de um alinhamento oportunidade, visto da Terra era apenas 1 em 496 mil. Entre 1774-1781, astrônomo francês Charles Messier publicou um catálogo de objetos celestes que tinham uma aparência nebulosa semelhante a cometas . Este catálogo incluiu 26 aglomerados abertos. Na década de 1790, o astrônomo Inglês William Herschel começou um extenso estudo de objetos celestes nebulosos. Ele descobriu que muitos desses recursos poderiam ser resolvidos em agrupamentos de estrelas individuais. Herschel concebeu a idéia de que as estrelas foram inicialmente espalhados por todo o espaço, mas mais tarde tornou-se agrupados como sistemas estelares por causa da atração gravitacional. Ele dividiu as nebulosas em oito classes, com aulas VI a VIII sendo usados para classificar aglomerados de estrelas.
O número de clusters conhecidos continuou a aumentar no âmbito dos esforços de astrônomos. Centenas de aglomerados abertos foram listadas no Novo Catálogo Geral, publicado pela primeira vez em 1888 pelo astrônomo dinamarquês-irlandês JLE Dreyer, e os dois suplementar Índice Catálogos, publicados em 1896 e 1905. Observações telescópicas revelaram dois tipos distintos de clusters, um dos quais continha milhares de estrelas em uma distribuição esférica regular e foi encontrado por todo o céu, mas preferencialmente em direção ao centro da Via Láctea . O outro tipo consiste de uma população esparsa de estrelas geralmente em uma forma mais irregular. Estes foram geralmente encontrados no ou perto do plano galáctico da Via Láctea. Os astrônomos apelidaram os antigos aglomerados globulares , e este último aglomerados abertos. Devido à sua localização, os conjuntos abertos são ocasionalmente referida como aglomerados galácticos, um termo que foi introduzido em 1925 pelo astrônomo suíço-americano Robert Julius Trumpler.
Medições micrômetro de as posições das estrelas em aglomerados foram feitos tão cedo quanto 1877 pelo astrônomo alemão E. Schönfeld e prosseguida pelo astrônomo americano EE Barnard antes de sua morte em 1923. Não há indicação de movimento estelar foi detectada por estes esforços. No entanto, em 1918 o astrônomo holandês-americano Adriaan van Maanen foi capaz de medir o movimento próprio das estrelas em parte do aglomerado das Plêiades , comparando placas fotográficas tiradas em momentos diferentes. Como astrometry tornou-se mais preciso, estrelas de cluster foram encontrados para compartilhar um comum movimento próprio através do espaço. Ao comparar as placas fotográficas do aglomerado das Plêiades tomada em 1918, com imagens tiradas em 1943, van Maanen foi capaz de identificar aquelas estrelas que tiveram um movimento próprio semelhante ao movimento médio do cluster, e, portanto, mais propensos a ser usuários. Medições espectroscópicas revelaram comum velocidades radiais, mostrando, assim, que os aglomerados consistem de estrelas ligados em conjunto como um grupo.
O primeiro diagramas cor-magnitude de aglomerados abertos foram publicados pela Ejnar Hertzsprung em 1911, dando ao enredo para o Pleiades e Aglomerados de estrelas Hyades. Ele continuou esse trabalho em aglomerados abertos para os próximos vinte anos. A partir de dados espectroscópicos, ele foi capaz de determinar o limite superior de movimentos internos de aglomerados abertos, e poderia estimam que a massa total desses objetos não ultrapassou várias centenas de vezes a massa do Sol Ele demonstrou uma relação entre as cores das estrelas e suas magnitudes, e, em 1929, notou que os Hyades e Clusters de Praesepe teve diferentes populações estelares do que o Pleiades. Este seria posteriormente ser interpretado como uma diferença de idades dos três clusters.
Formação
A formação de um aglomerado aberto começa com o colapso de parte de um nuvem molecular gigante, uma densa nuvem fria de gás e poeira contendo até milhares de vezes as massa do Sol Estas nuvens têm densidades que variam de fevereiro 10-junho 10 moléculas de hidrogênio neutro por cm 3, com a formação de estrelas ocorre em regiões com densidades acima de 10 moléculas por 4 cm 3. Normalmente, apenas 1-10% da nuvem em volume está acima do último densidade. Antes de entrar em colapso, estas nuvens manter o seu equilíbrio mecânico através de campos magnéticos, turbulência, e rotação.
Muitos fatores podem alterar o equilíbrio de uma nuvem molecular gigante, provocando um colapso e iniciar a explosão de formação estelar que pode resultar em um conjunto aberto. Estes incluem ondas de choque de uma próxima supernova , colisões com outros nuvens, ou interações gravitacionais. Mesmo sem triggers externos, regiões da nuvem pode atingir condições em que eles se tornam instáveis contra o colapso. A região nuvem em colapso vai sofrer fragmentação hierárquica em aglomerados cada vez menores, incluindo uma forma particularmente denso conhecido como nuvens escuras infravermelhos, eventualmente levando à formação de até vários milhares de estrelas. Esta formação de estrelas começa envolto na nuvem em colapso, bloqueando as proto-estrelas de vista, mas que permite a observação de infravermelho. Na galáxia da Via Láctea, a taxa de formação de aglomerados abertos é estimada em um a cada poucos milhares de anos.
O mais quente e mais maciço das estrelas recém-formadas (conhecido como Estrelas OB) irá emitir intensa radiação ultravioleta , que ioniza o gás de forma constante em torno da nuvem molecular gigante, formando uma região de H II . Ventos estelares e pressão de radiação das estrelas maciças começa a afastar o gás ionizado quente a uma velocidade que corresponde à velocidade do som no gás. Depois de alguns milhões de anos, o cluster irá experimentar a sua primeira supernovas de colapso de núcleo, o que também vai expulsar gás a partir da vizinhança. Na maioria dos casos, esses processos irá retirar o cluster de gás dentro 10.000 mil anos e nenhuma formação de mais estrelas, vai ter lugar. Ainda assim, cerca de metade dos objetos protostellar resultantes serão deixados rodeado por discos circum, muitos dos quais formam discos de acreção.
Uma vez que apenas 30 a 40 por cento do gás nas formas nucleares nuvem estrelas, o processo de expulsão de gás residual é extremamente prejudicial para o processo de formação de estrela. Todos os clusters, assim, sofrer uma perda significativa de peso da criança, enquanto uma fração grande submetidos a mortalidade infantil. Neste ponto, a formação de um conjunto aberto irá depender do facto de as estrelas recém-formados são gravitacionalmente ligados um ao outro; caso contrário, um desacoplado associação estelar irá resultar. Mesmo quando um cluster, como as Plêiades se forma, ele só pode segurar um terço das estrelas originais, com o restante se tornando não ligado uma vez que o gás é expelido. As jovens estrelas de modo liberados de seus clusters natal se tornar parte da população campo Galactic.
Porque a maioria, se não todas as estrelas se formam em cluster, aglomerados de estrelas estão a ser vistos os blocos de construção fundamentais de galáxias. Os eventos de gás expulsão violenta que forma e destroem muitos aglomerados de estrelas no nascimento deixar sua marca nas estruturas morfológicas e cinemáticas de galáxias. A maioria dos aglomerados abertos formar com pelo menos 100 estrelas e uma massa de 50 ou mais massas solares. Os maiores aglomerados pode ter 10 4 massas solares, com o enorme aglomerado Westerlund 1 que está sendo estimado em 5 × 10 4 massas solares; próximo ao de um aglomerado globular. Enquanto aglomerados abertos e aglomerados globulares formam dois grupos bastante distintos, pode não haver uma grande diferença na aparência entre um aglomerado globular muito esparso e um muito rico aglomerado aberto. Alguns astrónomos acreditam que os dois tipos de aglomerados de estrelas formam através do mesmo mecanismo básico, com a diferença de que as condições que permitiram a formação dos muito ricos aglomerados globulares que contêm centenas de milhares de estrelas deixaram de existir na Via Láctea.
É comum para dois ou mais conjuntos abertos separadas para formar para fora da mesma nuvem molecular. No Grande Nuvem de Magalhães, ambos Hodge 301 e R136 formam a partir dos gases de Nebulosa da Tarântula, enquanto em nossa própria galáxia, rastreando o movimento através do espaço do Hyades e Praesepe, dois proeminentes cachos nas proximidades aberto, sugere que se formaram na mesma nuvem cerca de 600 milhões de anos atrás. Às vezes, dois grupos carregados ao mesmo tempo irão formar um aglomerado binário. O exemplo mais conhecido na Via Láctea é a Cluster dupla de NGC 869 e NGC 884 (chamado às vezes equivocadamente h e χ Persei; h refere-se a uma estrela vizinha e χ para ambos os grupos), mas pelo menos mais 10 conjuntos duplos são conhecidos de existir. Muitos outros são conhecidos na Pequenas e Grande Nuvem de Magalhães são-se mais fácil detectar em sistemas externos do que em nossa própria galáxia, porque efeitos de projeção pode causar agrupamentos independentes dentro da Via Láctea a aparecer próximos uns dos outros.
Morfologia e classificação
Os enxames abertos variam de aglomerados muito esparsas, com apenas alguns membros para grande aglomerações que contêm milhares de estrelas. Eles geralmente consistem de um núcleo denso bastante distinta, rodeado por um 'corona' mais difusa de membros do cluster. O núcleo é tipicamente cerca de 3-4 anos-luz de diâmetro, com o corona estendendo-se até cerca de 20 anos-luz do centro do cluster. Densidades típicas estrela no centro de um aglomerado têm cerca de 1,5 por estrelas cúbico ano-luz; a densidade estelar perto do Sol é de cerca de 0.003 estrelas por ano-luz cúbico.
Os enxames abertos são muitas vezes classificadas de acordo com um esquema desenvolvido por Robert Trumpler em 1930. O esquema de Trumpler dá um cluster de uma designação de três partes, com um numeral romano do I-IV, indicando a sua concentração e desapego do campo estelar circundante (a partir fortemente para fracamente concentrado), um algarismo árabe 1-3 indicando a gama de brilho de membros (de pequeno a grande gama), e p, m ou r para indicação se o cluster é pobre, média ou rica em estrelas. Um 'n' é acrescentado se o cluster está dentro nebulosidade.
Sob o regime de Trumpler, as Plêiades são classificados como I3rn (fortemente concentrada e ricamente povoado com nebulosidade presente), enquanto os Hyades próximas são classificados como II3m (mais disperso, e com menos membros).
Números e distribuição
Há mais de 1.000 aglomerados abertos conhecidas em nossa galáxia, mas a verdade total pode ser até dez vezes maior do que isso. Em galáxias espirais, aglomerados abertos são largamente encontrada nos braços espirais onde a densidade de gás são mais elevadas e formação de modo mais estelar ocorre, e os clusters geralmente dispersar antes de terem tido tempo para viajar para além do seu braço espiral. Os enxames abertos são fortemente concentrada perto do plano galáctico, com um altura escala em nossa galáxia de cerca de 180 anos-luz, em comparação com um raio galáctico de aproximadamente 100.000 anos-luz.
Em galáxias irregulares, os conjuntos abertos podem ser encontrados por toda a galáxia, embora a sua concentração é mais elevada, onde a densidade do gás é mais elevado. Os enxames abertos não são vistos em galáxias elípticas: a formação de estrelas deixado muitos milhões de anos atrás, em elípticas, e assim os aglomerados abertos que estavam originalmente presentes há muito dispersa.
Em nossa galáxia, a distribuição dos aglomerados depende da idade, com aglomerados mais velhos sendo preferencialmente encontradas em distâncias maiores da centro galáctico, geralmente a distâncias consideráveis acima ou abaixo do plano galáctico. A força das marés são mais fortes perto do centro da galáxia, aumentando a taxa de interrupção de agrupamentos, e também as nuvens moleculares gigantes que provocam o rompimento de clusters estejam concentrados para as regiões interiores da galáxia, assim os clusters nas regiões interiores da galáxia tendem a ficar dispersa em uma idade mais jovem do que os seus homólogos de regiões exteriores.
Composição Stellar
Porque aglomerados abertos tendem a dispersar antes que a maioria das suas estrelas chegar ao final de suas vidas, a luz deles tende a ser dominado pelos jovens, quentes estrelas azuis. Estas estrelas são as mais massivas, e têm os mais curtos vidas de algumas dezenas de milhões de anos. Os enxames abertos mais velhos tendem a conter mais estrelas amarelas.
Alguns aglomerados abertos contêm estrelas azuis quentes que parecem ser muito mais jovem do que o resto do cluster. Estes retardatários azuis são também observadas em aglomerados globulares, e nos núcleos muito densos de enxames globulares são acreditados para se levantar quando as estrelas colidem, formando um muito mais quente, mais massiva estrela. No entanto, a densidade estelar em aglomerados abertos é muito menor do que em aglomerados globulares, e colisões estelares não podem explicar os números de retardatários azuis observados. Em vez disso, pensa-se que a maioria deles provavelmente se originam quando interações dinâmicas com outras estrelas causar um sistema binário a se aglutinar em uma estrela.
Depois de terem esgotado a sua oferta de hidrogênio através de fusão nuclear, médio e estrelas de baixa massa derramou suas camadas exteriores para formar uma nebulosa planetária e evoluir para anãs brancas . Enquanto a maioria dos clusters de tornar-se dispersos antes de uma grande parte dos seus membros atingiram a fase anã branca, o número de anãs brancas em aglomerados abertos ainda é geralmente muito menor do que seria esperado, dada a idade do cluster ea distribuição da massa inicial esperado de as estrelas. Uma possível explicação para a falta de anãs brancas é que quando uma gigante vermelha expele suas camadas exteriores para se tornar uma nebulosa planetária, uma ligeira assimetria na perda de material poderia dar a estrela de um 'chute' de uns poucos quilômetros por segundo, o suficiente para ejetá-lo do cluster.
Por causa de sua alta densidade, feche encontros entre estrelas em um conjunto aberto são comuns. Para um cluster típico com 1000 estrelas com um 0,5 parsec meia-massa raio, em média, uma estrela vai ter um encontro com outro membro a cada 10 milhões de anos. A taxa é ainda maior em aglomerados densos. Estes encontros podem ter um impacto significativo sobre os discos circum estendidos de material que cercam muitas estrelas jovens. Perturbações corrente de discos grandes podem resultar na formação de planetas maciças e anãs marrons, produzindo companheiros nas distâncias de 100 AU ou mais da estrela hospedeira.
Destino eventual
Muitos aglomerados abertos são inerentemente instáveis, com uma massa suficientemente pequena que a velocidade de escape do sistema é inferior à média velocidade das estrelas constituintes. Estes aglomerados irá dispersar rapidamente dentro de alguns milhões de anos. Em muitos casos, a distância de separação do gás a partir do qual o conjunto formado pela pressão de radiação das estrelas quentes jovens reduz a massa dos aglomerados suficiente para permitir a dissipação rápida.
Clusters que têm massa suficiente para ser gravitacionalmente ligadas uma vez que a nebulosa circundante tenha evaporado pode permanecer distinta para muitas dezenas de milhões de anos, mas com o tempo os processos internos e externos tendem também para dispersá-los. Internamente, feche encontros entre estrelas pode aumentar a velocidade de um membro para além da velocidade de escape do cluster. Isto resulta na 'evaporação' gradual de membros do cluster.
Externamente, a cada meio bilhão de anos mais ou menos um aglomerado aberto tende a ser perturbado por fatores externos, tais como passando perto ou através de uma nuvem molecular. O gravitacional forças de maré gerados por tal encontro tendem a interromper o cluster. Eventualmente, o cluster torna-se uma corrente de estrelas, não perto o suficiente para ser um cluster, mas todos relacionados e se movendo em direções semelhantes em velocidades semelhantes. A escala de tempo durante o qual um cluster interrompe depende da sua densidade estelar inicial, com os conjuntos mais bem embalado persistindo por mais tempo. Estimado de fragmentação meias vidas , depois do qual metade dos membros do cluster originais terão sido perdidas, gama 150-800 milhões de anos, dependendo da densidade original.
Depois de um cluster tornou-se gravitacionalmente não ligado, muitas de suas estrelas constituintes ainda estará se movendo através do espaço em trajetórias semelhantes, no que é conhecido como um associação estelar, movendo-cluster, ou grupo em movimento. Várias das estrelas mais brilhantes no ' Plough 'de Ursa Maior são ex-membros de um aglomerado aberto que agora formam uma associação desse tipo, neste caso, o Grupo Ursa Maior em movimento. Eventualmente seus ligeiramente diferentes velocidades relativas vai vê-los espalhados por toda a galáxia. Um cluster maior é então conhecido como um fluxo, se descobrirmos as velocidades e as idades das estrelas outra independentes similares.
Estudar a evolução estelar
Quando um Hertzsprung-Russell diagrama é representada por um conjunto aberto, a maioria das estrelas se encontram na sequência principal. As mais massivas estrelas começaram a evoluir longe da sequência principal e estão se tornando gigantes vermelhas ; a posição do desvio a partir da sequência principal pode ser utilizada para estimar a idade do conjunto.
Porque as estrelas em um conjunto aberto são todos mais ou menos à mesma distância da Terra , e nasceram mais ou menos ao mesmo tempo a partir da mesma matéria-prima, as diferenças no brilho aparente entre os membros do cluster é devido apenas à sua massa. Isso faz com que aglomerados abertos muito úteis no estudo da evolução estelar, porque quando se compara uma estrela para outra, muitos dos parâmetros variáveis são fixos.
O estudo das abundâncias de lítio e berílio em estrelas do conjunto abertas podem dar pistas importantes sobre a evolução das estrelas e suas estruturas internas. Enquanto hidrogénio núcleos não pode fundir para formar hélio até que a temperatura atinja cerca de 10 milhões de K , de lítio e berílio são destruídos a temperaturas de 2,5 milhões e 3,5 milhões K K respectivamente. Isto significa que suas abundâncias dependem fortemente o quanto de mistura ocorre no interior das estrelas. Ao estudar suas abundâncias em estrelas aglomerado aberto, variáveis como idade e composição química são fixos.
Estudos têm demonstrado que as abundâncias destes elementos leves são muito mais baixos do que os modelos de evolução estelar prever. Embora a razão para este underabundance ainda não é totalmente compreendido, uma possibilidade é de que convecção no interior das estrelas pode 'superação' em regiões onde radiação é normalmente o meio de transporte de energia.
Escala astronômica distância
Determinar as distâncias para objetos astronômicos é crucial para compreendê-los, mas a grande maioria dos objetos estão muito longe de suas distâncias a ser determinado diretamente. A calibração do escala astronômica distância depende de uma seqüência de medições indiretas e, por vezes incertos relacionados os objetos mais próximos, para os quais as distâncias podem ser medidas directamente, para objetos cada vez mais distantes. Os enxames abertos são um passo crucial nesta seqüência.
Os aglomerados abertos mais próximos podem ter a sua distância medida directamente por um dos dois métodos. Em primeiro lugar, o paralaxe (a pequena mudança na posição aparente ao longo de um ano causada pela Terra se deslocam de um lado de sua órbita em torno do Sol para o outro) de estrelas em aglomerados abertos perto pode ser medida, como outras estrelas individuais. Clusters como o Pleiades, Hyades e alguns outros dentro de cerca de 500 anos-luz estão perto o suficiente para que este método seja viável, e resulta da Hipparcos satélite de medição de posição rendeu distâncias precisas para vários clusters.
O outro método directo é o chamado movendo método cluster. Isto baseia-se no facto de que as estrelas de um aglomerado compartilhar um movimento comum através do espaço. Medindo os movimentos próprios de membros do cluster e traçando seus movimentos aparentes através do céu irá revelar que eles convergem em um ponto de fuga. A velocidade radial dos membros de fragmentação pode ser determinada a partir de Medições dos desvios Doppler de sua Os espectros, e uma vez que a velocidade radial, movimento adequado e distância angular do cluster ao seu ponto de fuga são conhecidas, simples trigonometria vão revelar a distância ao cluster. O Hyades são a aplicação mais conhecido deste método, que revela a sua distância a ser 46,3 parsecs.
Uma vez que foram estabelecidas as distâncias aos cachos nas proximidades, outras técnicas podem estender a escala de distância de aglomerados mais distantes. Combinando a sequência principal no diagrama Hertzsprung-Russell para um cluster, a uma distância conhecida com a de um grupo mais distante, a distância para o aglomerado mais distante pode ser calculado. O aglomerado aberto mais próximo é o Hyades: a associação estelar que consiste em mais do Plough estrelas é de cerca de metade da distância do Hyades, mas é uma associação estelar, em vez de um conjunto aberto, como as estrelas não são gravitacionalmente ligados um ao outro. O aglomerado aberto conhecido mais distante em nossa galáxia é Berkeley 29, a uma distância de cerca de 15.000 parsecs. Os enxames abertos também são facilmente detectados em muitas das galáxias do Grupo Local.
O conhecimento exato das distâncias aglomerado aberto é vital para calibrar a relação período-luminosidade mostrado por estrelas variáveis, tais como Cepheid e RR Lyrae, que lhes permite ser utilizado como velas padrão. Estas estrelas luminosas podem ser detectados a grandes distâncias, e são então usados para estender a escala de distância de galáxias próximas do Grupo Local.
