Oppene Stärekoup
Een oppene Stärekoup (oder e galaktesche Koup) ass eng Usammlung vun zwanzeg bis e puer dausend Stären. D'Stären entstinn aus der selwechter Risemoleküllwollek. Hir Konzentratioun am Koupzentrum ass relativ kleng. Trotzdeem hiewe si sech däitlech vum Stärenhannergrond of. Konzentréiert Usammlunge vu Stäre ginn als Kugelstärekoup bezeechent. Oppe Stärekéip fënnt een nëmmen an enger Spiralgalaxis- oder enger Irregulärer Galaxis, an deene Stären entstinn. Si si seele méi al wéi e puer honnert Millioune Joer, well si ginn duerch Zesummenstéiss mat anere Stärekéip oder Gaswolleken zerstéiert.

Jonk oppe Stärekéip kënnen ëmmer nach an der Moleküllwollek sinn, aus där si entstane sinn. Dës ginn doduerch opgehellt an et entsteet en H-II-Gebitt. Dogéint féiert de Stralendrock vun de Stären dozou, datt d'Moleküllwollek zerstreet gëtt. Fir gewéinlech ginn 10 % vun der Gaswollekemass fir d'Stäregebuerte benotzt, nach ir de Stralungsdrock de Rescht zerstreet.

Fir d'Ënnersiche vun der Stäregebuert sinn oppe Stärekéip ganz wichteg Objeten. De Grond heifir läit doran, datt d'Stären all ongeféier de selwechten Alter an déi selwecht cheemesch Zesummesetzung hunn. Sou fale kleng Ënnerscheeder vun den Eegenschafte méi séier op, wéi wann een nëmmen isoléiert Stäre kuckt.

Observatiounsgeschicht 
De bekanntsten oppene Stärekoup sinn d'Plejaden a gi schonn zanter der Antiquitéit als Grupp vu Stären opgefaasst. Anerer goufen als Liichtfleck observéiert, konnten awer eréischt mat der Erfindung vum Teleskop als Stärekoup identifizéiert ginn. No weideren Observatioune goufen d'Stärekéip an zwou verschidde Klassen ënnerdeelt. Déi eng bestinn aus Dausende vu Stären mat enger reegelméisseger, kugelfërmeger Gestalt a goufen haaptsächlech am Zentrum vun der Mëllechstrooss fonnt. Déi aner Gruppen hu manner Stären, eng onreegelméisseg Form an et fënnt ee s'iwwerall um Himmel. An der éischter Grupp sinn Kugelstärekéip an an der zweeter sinn d'oppe Stärekéip. Oppe Stärekéip ginn heiansdo och galaktesch Kéip genannt, well e se bal nëmmen um galaktesche Plang vun der Mëllechstrooss fënnt.

Et gouf festgestallt, datt d'Stären an engem oppene Stärekoup änlech Eegenschaften hunn. De Geeschtleche John Michel hat 1767 d'Warscheinlechkeet, datt eng Stäregrupp wéi d'Plejaden nëmmen eng zoufälleg Glidderung um Stärenhimmel wier, mat 1 zu 496.000 berechent. Wéi d'Astrometrie méi genee ginn ass, gouf erausfonnt, datt sech all d'Stären am Koup mat der selwechter Eegebeweegung duerch den Nuetshimmel beweegen. Duerch spektroskopesch Observatioune gouf och déi selwecht Radialvitess ermëttelt. Doraus gouf geschloss, datt d'Stären zur selwechter Zäit entstane sinn an als Grupp matenee verbonne sinn.

Genesis 
All Stären entstinn aus Méifachstäresystemer, well nëmme Gaswolleke mat enger villfacher Sonnemass si schwéier genuch, fir ënner hirer eegener Schwéierkraaft ze kollabréieren, dogéint kann awer sou eng schwéier Wollek net zu engem eenzele Stär kollabréieren.

D'Genesis vun engem oppene Stärekoup fänkt mam Kollaps vun engem Deel vun enger Risemoleküllewollek, enger Gaswollek mat dem Gewiicht vun e puer dausend Sonnemassen un. Vill Faktore kënnen den Ausléiser dofir sinn. Soubal d'Risemoleküllewollek ufänkt ze kollabréieren, fänkt d'Stäregebuert duerch d'Bildung vun ëmmer méi klenge Fragmenter un an aus deenen um Enn vläicht en ettlech dausend Stären entstinn. An eiser Galaxis bilde sech oppe Stärekéip all puer dausend Joer.

Soubal déi éischt Stären entstane sinn, stoussen déi gréisst a gliddegst Stären eng enorm Mass ultraviolett Stralung aus. Dës Stralung ioniséiert de Gas ëm Risemoleküllewollek, wouduerch sech en H-II-Gebitt bilt. De Stärewand vun de schwéiere Stären an de Stralungsdrock verdrängen dee Gass. No e puer Millioune Joer kënnt et zu der éischter Supernova vun engem Stär, wouduerch weider Gas aus dem System erausgeschleidert gëtt. No en ettlechen Zéngmillioune Joer ass nëmmen nach sou vill Gas iwwereg, datt et net méi zu enger Stäregebuert komme kann. Meeschtens gi vum ufängleche Gas nëmmen 10 % fir d'Stärebildung benotzt. De Rescht gëtt ewechgeblosen.

An der Reegel bilde sech aus enger Moleküllewollek zwéin oder méi oppe Stärekéip. An der grousser Magellanescher Wollek si souwuel Hodge 301 wéi och R136 aus Gase vum Tarantelniwwel ervirgaangen. E Beispill aus eiser Galaxis sinn d'Hyaden an de Praesepe. Duerch Zeréckverfollgung vun hirer Beweegung gëtt ugeholl, datt si sech aus der selwechter Wollek viru 600 Millioune Joer gebilt hunn.

Heiansdo forme sech zwéi Stärekéip, déi an der selwechter Zäit entstane sinn a bilde sougenannt Duebelstärekéip. Dat bekanntst Beispill an der Mëllechstrooss ass den Duebelstärekoup h Persei an de Chi Persei, weider zéng Duebelstärekéip si bekannt. Et goufen der en ettlech an der klenger an an der grousser Magellanescher Wollek fonnt. Si sinn an anere Galaxië méi einfach ze fannen, well Projektiounseffeter an der Mëllechstrooss dozou féiere kënnen, datt Stären, déi net zesumme gehéieren, sou wierken, wéi wa se dicht niewenenee géife stoen.

Gestalt a Klassifikatioun 
D'Zuel vun de Stären an engem oppene Stärekoup variéiert tëscht e puermol zéng Stäre bis hin zu groussen Usammlunge vun e puer dausend Stären. Si hu meeschtens en dichte Kär, ëm deen eng Korona aus weidere Stären ass. De Kär huet meeschtens en Duerchmiesser vun 3 bis 4 Liichtjoer, wärend d'Korona op enger Distanz vu ronn 20 Liichtjoer vum Zentrum ass. Am Kär si ronn 1,5 Stäre pro Kubikliichtjoer (d'Stärendicht am Gebitt ëm eis Sonn ass zirka 0,0035 Stäre pro Kubikliichtjoer)

Oppe Stärekéip gi meeschtens no engem vum Robert Trumpler entwéckelte Schema vun 1930 klassifizéiert. Dofir sinn dräi Donnéeën néideg. Déi Réimesch Zuele vun I-IV ginn d'Konzentratioun a Lassléisung vum ëmleiende Stärefeld un (vu staark bis schwaach Konzentréiert). Déi Arabesch Ziffere vun 1 bis 3 ginn un, wéi staark sech déi eenzel Stären an hiren Hellegkeeten ënnerscheeden (vu wéineg bis staark). D'Buschtawe p, m, oder r ginn un ob de Kluster wéineg (poor), duerchschnëttlech (medium) oder vill (rich) Stären huet. En 'n' bedeit, datt de Kluster an engem Niwwel läit. No dësem Schema sinn d'Plejade beispillsweis als I3rn klassifizéiert (staark konzentréiert mat räicher Populatioun an engem Niwwel), d'Hyaden si klassifizéiert als II3m (méi zerstreet a manner Stären)

Zuel a Verdeelung 
Et sinn iwwer 1.000 oppe Stärekéip an eiser Galaxis bekannt, awer déi real Zuel dierft bis zu zéngmol méi héich sinn. An de Spiralgalaxien sinn si bal nëmmen an de Spiraläerm ze fannen. Grond ass et, datt hei wéinst der héijer Gasdicht déi meescht Stäre entstinn an d'Stärekéip nees verginn, ier se déi Säit vun de Spiraläerm kënne geroden. Si sinn an eiser Galaxis um galaktesche Plang konzentréiert mat enger Héichtegréisst vu ronn 180 Liichtjoer (verglach mam Radius vun der Mëllechstrooss vu ronn 100.000 Liichtjoer)

An Irreguläre Galaxien kann een oppe Stärekéip iwwerall fannen. Hir Konzentratioun ass do am gréissten, wou och d'Gaskonzentratioun am héchsten ass. Et fënnt een si awer net an elliptesche Galaxien, well hei de Stäregenesisprozess viru ville Joren opgehalen huet, soudatt sech all oppe Stärekéip schonn opgeléist hunn.

An eiser Galaxis hänkt d'Verdeelung vum Alter of. Eeler Stärekéip gi meeschtens op gréissere Distanze vum galakteschen Zentrum fonnt. D'Gezäitekraaften sinn an der Géigend vun eisem Galaxiszentrum méi staark, soudatt d'Stärekéip vill méi liicht zerstéiert ginn. Weiderhin sinn d'Risemolekülwolleken, déi och d'oppe Stärekéip zerstéiere kënnen, éischter an de bannenzege Regioune vun der Galaxis konzentréiert. Also verginn déi meescht Stärekéip vill méi fréi an de bannenzege Regioune vun der Galaxis wéi déi an de baussenzege Regiounen.

Zesummesetzung vun de Stären 
Well sech oppe Stärekéip zerstreeën, ier déi meescht vun hire Stäre stierwen, kënnt dat meeschte Liicht vu jonke, gliddeg bloe Stären. Dës Stäre sinn déi schwéierst an hunn déi kierzest Liewenserwaardung vun e puer zéng Millioune Joer. Eeler oppe Stärekéip hunn dogéint méi giel Stäre.

An en ettlechen oppene Stärekéip si gliddeg blo Stären, déi méi jonk schéngen, wéi hir iwwereg Stäre. Dës blo Nozigler ginn och an de Kugelstärekéip observéiert. Et gëtt ugeholl, datt si entstinn, wa Stäre kollidéieren a verschmëlzen, an dobäi e wiesentlech gliddegen a méi schwéiere Stär bilden. Op jidde Fall ass d'Stärendicht vill méi kleng wéi an de Kugelstärekéip, soudatt Stärekollisiounen net d'Zuel un Noziegler erkläre kann. Et gëtt éischter ugeholl, datt déi meescht hiren Urspronk an engem Duebelstäresystem hunn. Wiesselwierkunge vum Duebelstäresystem mat anere Stäre féieren dann zu der Verschmëlzung vu béide Stäre zu engem Stär.

Soubal e Stär säi Waasserstoffreservoir opgebraucht huet an domat d'Kärfusioun net méi geschéie kann, stéisst hie seng baussenzeg Schichten of a bilt e Planetareschen Niwwel mat engem wäissen Zwerg am Kär. Déi meescht oppe Stärekéip ginn awer zerstreet, ier vill vun hire Stäre de Stadium vun engem wäissen Zwerg erreechen. Dobäi ass d'Zuel vun de wäissen Zwergen an oppene Stärekéip nach eng Kéier vill méi kleng wéi erwaart. Eng méiglech Erklärung ass déi follgend: Wann e Roude Ris seng baussenzeg Schichten ofstéisst an e planetaresche Niwwel bilt, reecht eng kleng Asymmetrie vum ofgestoussenem Material aus, fir dem iwwereg gebliwwene Stär e Stouss vun e puer Kilometer pro Sekonn ze ginn. Dësen ass staark genuch, fir hien aus dem Koup entkommen ze loossen.

D'Enn vun den oppene Stärekéip 

D'Zäitspan, wou e Stärekoup lieft, hänkt haaptsächlech vu senger Ufangsmass of. Vill oppe Stärekéip sinn zanter hirer Genesis instabil. Hir ganz Mass ass sou kleng, datt d'Fluchtvitess aus dësem System méi kleng ass wéi déi duerchschnëttlech Vitess vun hire Stären. Déi Stärekéip léise sech an der Zäit vun e puer Millioune Joer op. Well de Gas ronderëm vum Stralendrock vun de jonke gliddege Stären ewechgeblose gëtt, reduzéiert sech d'Mass, soudatt eng séier Zerstreeung méiglech ass.

Stärekéip mat enger ausreechend grousser Mass, fir d'Stäre duerch d'Gravitatioun stänneg ze bannen, kënnen ettlech zéng Millioune Joer existéieren, awer och hei féieren intern an extern Prozesser dozou, datt si lues a lues zerstreet ginn. Kommen sech Stäre ze no, féiert dat dacks dozou, datt d'Vitess vun engem Stär méi grouss gëtt, d'Fluchtvitess vum Stärekoup iwwerschridde gëtt an hien doduerch fortkomme kann. Dat féiert zu enger lueser Opléisung vum Stärekoup. Jee no der Ufanksdicht, dauert d'Zäitspan bis zum Verloscht vun der Hallschent vun de Stäre vun 150 bis 800 Millioune Joer.

Am Schnëtt gëtt all hallef Millioun Joer en oppene Stärekoup duerch e baussenzege Faktor, wéi zum Beispill den Zesummestouss mat enger Moleküllwollek, zerstéiert. Déi duerch d'Gravitatioun ervirgaange Gezäitekraaften féieren dann zu der Zerstéierung vun der Koupstruktur. Da gëtt aus dem Stärekoup e Band aus Stären, déi zwar net enk genuch zesumme leien, fir als Koup bezeechent ze ginn, awer all matenee verbonne sinn a sech an déi selwecht Richtung beweegen.

Nodeems d'Gravitatioun sou schwaach ginn ass, datt se net méi ausreecht, fir d'Stären ze bannen, beweege sech déi meescht vun de Stäre ëmmer nach an déi selwecht Richtung. Sou eng Stärenassociatioun gëtt dann och Beweegungskoup oder Beweegungsstärekoup genannt. Vill vun den hellste Stäre am 'Plou' vum Stärebild Ursa Major ware fréier en oppene Stärekoup, déi elo eng labber Verbindung, d'Ursa-Major-Grupp duerstellen.

Ënnersich vun der Stäregenesis 
Wann een d'Stäre vun engem oppene Stärekoup am Hertzsprung-Russell-Diagramm andréit, da leien si meeschtens op der Haaptrei. Déi schwéierst Stäre leien eppes nieft der Haaptrei a ginn Rout Risen. D'Positioun vun dëse Stäre ka benotzt ginn, fir den Alter vum Stärekoup ze bestëmmen.

Well all Stäre an engem oppene Stärekoup ongeféier déi selwecht Distanz zu der Äerd hunn an ongeféier zur selwechter Zäit aus dem selwechte Réimaterial entstane sinn, hänken d'Hellegkeetsdifferenzen nëmme vun den ënnerschiddleche Stäremassen of. Doduerch sinn oppe Stärekéip ganz nëtzlech, wann een d'Stärentwécklung ënnersiche wëll. Wann een zwéin Stäre vun engem Stärekoup vergläiche wëll, falen déi meescht Parameter aus.

D'Ënnersich vun Lithium- an Berylliumexistenzen an oppene Stärekéip si wichteg Unhaltspunkte fir d'Evolutioun vun de Stären a vun hire bannenzege Strukturen. Wärend Waasserstoffkäre ënner enger Temperatur vun 10 Millioune K net zu Helium fusionéiere kënnen, ginn Lithium a Beryllium schonn bei enger Temperatur vun 2,5 Millioune K an 3,5 Millioune K zerstéiert. Dat bedeit, datt hir Existenz staark dovun ofhänkt, wat am Stärekär geschitt. Aus den Donnéeën kann een op den Alter an déi cheemesch Zesummesetzung schléissen.

Distanzmiessung 
Fir en astronomeschen Objet ze verstoen, muss ee seng Distanz kennen. Déi no Stärekéip kënne mat zwou verschiddenen direkten Methode gemooss ginn. Zum enge kann een d'Parallax bestëmmen, also déi visuell Verrécklung vum Objet géigeniwwer ganz wäit geleeënen Objeten, déi eigentlech aus der Beweegung vun der Äerd ëm d'Sonn resultéiert. Déi zweet Method ass déi sougenannt Beweegungsstärekoupmethod (Stärestroumparallax, kuckt Parallax). Hei läit d'Tatsaach zu Gronn, datt sech d'Stäre an engem Stärekoup zesummen op ee kollektive Fluchtpunkt (Vertex) zoubeweegen. Et bestëmmt een elo aus de Stärespektren mat Hëllef vun Dopplereffetmiessunge d'Radialvitess. Soubal een d'Radialvtessen, d'Eegebeweegung an den observéierte Wénkel vum Stärekoup zum Fluchtpunkt kennt, kann ee mat einfacher Trigonometrie d'Distanz berechnen. D'Hyaden sinn dat bekanntst Beispill, bei deem déi Method applizéiert gouf. D'Distanz ass 46,3 Parsec.

Soubal d'Distanz vun noe Stärekéip bekannt ass, kënne fir méi grouss Distanzen Technike benotzt ginn, déi op déi erhalen Donnéeë bei noe Stärekéip opbauen. Vun de noe Stärekéip weess een, datt sech hir Stäre bei enger bekannter Distanz an der Haaptrei vum Hertzsprung-Russell-Diagramm aglidderen, a sou kann e liicht d'Distanz vu Stärekéip bestëmmen, déi sech vill méi wäit vun eiser Äerd ewech befannen.

Dee notsten oppene Stärekoup bei eiser Äerd sinn d'Hyaden. Si sinn awer éischter e Beweegungsstärekoup wéi en oppene Stärekoup. Deen am wäitsten oppene Stärekoup an der Mëllechstrooss ass de Berkeley 29 mat enger Distanz vu ronn 15,000 Parsec. Oppe Stärekéip fënnt een a ville Galaxien vun der Lokaler Grupp.

Déi genee Distanz vun oppene Stärekéip ass wichteg, fir d'Periode-Liichtkraaft-Bezéiung vu bestëmmte Gréisste vu verännerleche Stären (Cepheiden an RR-Lyrae-Stäre) ze eichen. Dës Stäre si ganz hell a kënnen nach op ganz grousser Distanz ausgemaach ginn. Si ginn dofir als "Standardkäerze" benotzt, fir d'Distanze zu noe Galaxien an der Lokaler Grupp ze berechnen.

Literatur
 Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. (1991), Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 249, p. 76-83 PDF (ADS)
 van den Bergh S., McClure R.D. (1980), Galactic distribution of the oldest open clusters, Astronomy & Astrophysics, v.88, p. 360 PDF (ADS)
 Bragaglia A., Held E.V., Tosi M. (2005), Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29, Astronomy and Astrophysics, v. 429, p. 881-886
 Brown A.G.A. (2001), Open clusters and OB associations: a review, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, v. 11, p89-96 PDF (ADS)
 Dias W.S., Alessi B.S., Moitinho A., Lépine J.R.D. (2002), New catalogue of optically visible open clusters and candidates, Astronomy and Astrophysics, v. 389, p. 871-873
 Eggen O. J. (1960), Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 120, p. 540
 Fellhauer M., Lin D.N.C., Bolte M., Aarseth S.J., Williams K.A. (2003), The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes, The Astrophysical Journal, v. 595, pp. L53-L56
 de La Fuente M.R. (1998), Dynamical Evolution of Open Star Clusters, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 110, pp. 1117–1117
 Hanson R.B. (1975), A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster, Astronomical Journal, v. 80, p. 379-401
 Janes K.A., Phelps R.L. (1980), The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk, The Astronomical Journal, v. 108, p. 1773-1785
 Michell J. (1767), An Inquiry into the probable Parallax, and Magnitude, of the Fixed Stars, from the Quantity of Light which they afford us, and the particular Circumstances of their Situation, Philosophical Transactions, v. 57, p. 234-264
 Nilakshi S.R., Pandey A.K., Mohan V. (2002), A study of spatial structure of galactic open star clusters, Astronomy and Astrophysics, v. 383, p. 153-162
 Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt H. C. (1995), Probable binary open star clusters in the Galaxy, Astronomy and Astrophysics, v.302, p. 86
 Trumpler R.J. (1930), Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters, Lick Observatory bulletin no. 420, Berkeley: University of California Press, p. 154-188
 Vandenberg, D.A., Stetson P.B. (2004), On the Old Open Clusters M67 and NGC 188: Convective Core Overshooting, Color-Temperature Relations, Distances, and Ages, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 116, pp. 997–1011
 Whitmore, B.C. (2003), The Formation of Star Clusters, In: A decade of Hubble Space Telescope science, ed. Mario Livio, Keith Noll, Massimo Stiavelli. Space Telescope Science Institute symposium series, Vol. 14. Cambridge, Cambridge University Press, p. 153 - 178, ISBN 0521824591 preprint

Kuckt och

Um Spaweck 

  Offene Sternhaufen – die Kinderkrippen der Galaxis
  Open Star Clusters @ SEDS Messier pages
  A general overview of open clusters
  Open and globular clusters overview
  The moving cluster method
  Open Clusters – Information and amateur observations