thumb|Cúmulo estelar abierto M11. Puede observarse su estructura poco densa, formada por estrellas jóvenes y brillantes. thumb|Las Pléyades son el cúmulo abierto más popular y reconocido.
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.
Observaciones a través de la historia thumb|left|250px|NGC 2244, cúmulo abierto situado en la nebulosa Roseta. Alberga multitud de estrellas azules jóvenes, muy calientes, que generan gran cantidad de radiación y fuertes vientos estelares. Ya desde la antigüedad, los cúmulos abiertos más destacados, como las Pléyades, las Híades o El Pesebre, han sido reconocidos como grupos de estrellas. Ptolomeo, en el año 138 a. C., ya mencionaba algunos cúmulos abiertos como el que lleva su nombre (cúmulo de Ptolomeo) o el cercano Melotte 111. Otros creían que eran nebulosas y, por fin, tras la invención del telescopio en 1609, Galileo observó El Pesebre y reconoció por primera vez que estaba constituido por estrellas. Como los cúmulos abiertos son muy brillantes, se podían ver fácilmente con los primeros telescopios, y en 1782 ya se conocían 66 cúmulos abiertos diferentes. Las observaciones telescópicas descubrieron dos tipos distintos de cúmulos: unos que contenían miles de estrellas formando una esfera regular y que se encontraban por todo el cielo, pero más habitualmente en torno al centro de la Vía Láctea; y otros que presentaban una población de estrellas más dispersa y distribuida de una forma más irregular. Estos se encontraban, por lo general, en el plano de la galaxia o cerca de él. Los astrónomos dividieron los cúmulos estelares en cúmulos globulares y cúmulos abiertos, respectivamente.
Pronto se percataron de que las estrellas de los cúmulos abiertos se encontraban físicamente relacionadas. En 1767, el reverendo John Michell calculó que la probabilidad de que un grupo de estrellas, como las Pléyades, sea el resultado de la disposición que se observa desde la Tierra si fueran estrellas sin relación, es de solo 1 entre 496 000. La astrometría se volvió más precisa, revelando que las estrellas del cúmulo poseen un movimiento propio común a través del espacio, y las medidas espectroscópicas mostraron una velocidad radial común, demostrando definitivamente que las estrellas de los cúmulos nacieron al mismo tiempo, que se encuentran a la misma distancia de nosotros y que están relacionadas entre ellas como grupo.
A pesar de que los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares forman dos grupos distintos, realmente no existe diferencia apreciable entre un cúmulo globular de muy escasa densidad y un cúmulo abierto con mucha población de estrellas. Algunos astrónomos creen que los dos tipos de cúmulos estelares funcionan a partir del mismo mecanismo, siendo la única diferencia que las condiciones que permitieron la formación de los cúmulos globulares que contienen cientos de miles de estrellas ya no se dan actualmente en nuestra galaxia.
Formación thumb|300px|Nebulosa de Orión. La imagen de la derecha está tomada en el espectro infrarrojo y pone en evidencia la formación de un denso cúmulo abierto en el centro denominado «cúmulo del Trapecio». Una gran parte de las estrellas se han formado originariamente en sistemas múltiples (es decir, de más de una estrella), ya que una sola nube de gas que contenga varias veces la masa del Sol sería lo suficientemente pesada como para colapsar bajo su propia gravedad, pero no habría manera de hacerlo en una estrella aislada.
Los cúmulos abiertos tardan muy poco tiempo en formarse si lo comparamos con la vida de los mismos. Su formación comienza con el colapso de parte de una gran nube molecular, una densa e inmensa nube de gas muy frío que alberga varios cientos de veces la masa del Sol. Existen multitud de factores que pueden iniciar el colapso de la nube molecular, o de parte de ella, y por tanto comenzar a formar el cúmulo abierto, como pueden ser las ondas de choque de una supernova cercana o las interacciones gravitacionales, entre otros muchos. Una vez que la nube molecular ha comenzado a colapsar, se va fragmentando en grupos cada vez más pequeños, obteniendo como resultado la formación de varios miles de estrellas. En nuestra galaxia, se estima que el ritmo de formación de cúmulos abiertos es de uno cada pocos miles de años.
Una vez que la formación de estrellas ha comenzado, las más calientes y masivas (de tipo OB) emitirán ingentes cantidades de radiación ultravioleta. Esta radiación ioniza rápidamente el gas circundante de la gran nube molecular, lo que causa la formación de una región H II. Los vientos estelares de las estrellas más masivas, junto con la presión de radiación, dirigen hacia afuera los gases de la nube y los van expulsando con el tiempo; al cabo de unos pocos millones de años el cúmulo experimentará su primera supernova, contribuyendo en gran medida a expulsar gas del sistema. Pasadas varias decenas de millones de años, el cúmulo ya se encuentra libre de gas y la formación de estrellas ha finalizado. Por lo general, menos del 10 % del gas inicial del cúmulo llega a formar parte de las estrellas antes de ser disipado.
thumb|left|300px|Cúmulo Doble de Perseo, un cúmulo abierto binario. Otro modelo posible es que el cúmulo se forme rápidamente a causa de la contracción del núcleo de la nube molecular y, una vez que las estrellas más masivas comienzan a brillar, expulsen el gas residual a la velocidad del sonido. Desde que el núcleo de la nube comienza a contraerse hasta que el gas es repelido suele pasar de uno a tres millones de años, y debido a que generalmente solo el 30 % o 40 % del gas del núcleo de la nube forma estrellas, el proceso de expulsión del gas residual puede perjudicar seriamente al cúmulo, pudiendo perder gran parte de sus estrellas, o incluso la totalidad de ellas. Los cúmulos que se forman de este modo sufren una pérdida de masa bastante significativa en las primeras etapas de formación, y una parte importante de las estrellas muere en el proceso. Debido a que la mayoría de las estrellas, si no todas, se forman en cúmulos, se les conoce como los pilares fundamentales de construcción de las galaxias. La violenta expulsión de gas que da forma a los cúmulos estelares en el momento de su nacimiento deja huella en la morfología y estructura cinemática de la galaxia.
Puede ocurrir que dos o más cúmulos abiertos separados se hayan formado a partir de la misma nube molecular. Un ejemplo de ello lo tenemos en la Gran Nube de Magallanes, donde los cúmulos Hodge 301 y R136 se formaron en la nebulosa de la Tarántula. En nuestra galaxia, el rastreo del movimiento de dos importantes cúmulos abiertos cercanos, Híades y El Pesebre, sugiere que se formaron a partir de la misma nube unos 600 millones de años atrás.
En ocasiones, dos cúmulos que nacen al mismo tiempo pueden llegar a formar un cúmulo binario, y se calcula que aproximadamente el 8 % de los cúmulos abiertos lo son. El mejor ejemplo de la Vía Láctea son los cúmulos «h Persei» y «χ Persei», los cuales forman el llamado Cúmulo Doble de Perseo, aunque se conoce que existen con seguridad, al menos diez cúmulos dobles más. Sin embargo, se conocen muchos más casos tanto en la Pequeña como en la Gran Nube de Magallanes, pues su detección resulta más fácil en sistemas externos que en nuestra propia galaxia debido a que los efectos de proyección pueden provocar que cúmulos sin relación alguna aparezcan muy cerca unos de otros.
Morfología y clasificación
Los cúmulos abiertos pueden variar desde cúmulos muy dispersos de unos pocos miembros hasta densas aglomeraciones de miles de estrellas. Suelen seguir la misma estructura: un núcleo denso rodeado de una corona más difusa. Por lo general, el núcleo tiene un diámetro de 3-4 años luz, y la corona se extiende hasta 20 años luz del centro del cúmulo. En el centro del cúmulo la densidad suele ser del orden de 1.5 estrellas por cada año luz cúbico, unas 500 veces más elevada que cerca del Sol.
En 1930, Harlow Shapley ideó un sistema muy sencillo de clasificación de cúmulos abiertos, que describe la riqueza del número de estrellas y la concentración del cúmulo. Consiste simplemente en una letra, de la «a» a la «g»:
a, Irregularidades de campo b, Asociaciones estelares c, Cúmulos irregulares y muy levemente ligados d, Cúmulos levemente ligados e, Cúmulos con riqueza y concentración intermedia f, Cúmulos bastante concentrados g, Cúmulos con una gran riqueza y concentración
En el mismo año, Robert Trumpler ideó un sistema de clasificación de cúmulos abiertos mucho más complejo. Según dicho sistema, cada cúmulo recibe tres caracteres: el primero de ellos, en numeración romana, puede oscilar entre I y IV e indica su concentración y tamaño hasta la estrella más cercana (de mayor a menor), el segundo se escribe en numeración arábiga, pudiendo variar entre 1 y 3, y revela información acerca de la luminosidad de sus miembros (de menos a más), y el último carácter puede ser una p, una m, o una r, e indica si el cúmulo es pobre (menos de 30), medio (entre 50 y 100), o rico (más de 100) en estrellas, respectivamente. Además, si el cúmulo se encuentra dentro de una nebulosa, al final se le añade la letra n. En 1990 se publicó un compendio de todos los cúmulos abiertos de nuestra galaxia conocidos hasta entonces, todos ellos clasificados con el sistema de Trumpler.