Otvoreni skup – razlika između verzija
Uklonjeni sadržaj Dodani sadržaj
m r2.7.2+) (robot Dodaje: be:Рассеянае зорнае скопішча |
Nema sažetka izmjene |
||
Red 1:
[[File:NGC_3603_HST_ACS.jpg|десно|мини|300п|desno|[[NGC 3603]], расејано звездано јато још увек окружено [[маглина|маглином]] из које је настало. Снимак [[Хаблов телескоп|Хабловог телескопа]]]]
'''Расејано''' или '''отворено звездано јато''' је група младих [[звезда]] насталих готово истовремено из истог [[молекуларни облак|молекуларног облака]]. Оваква јата могу садржавати од десетак до неколико хиљада звезда које су међусобно везане гравитационом силом.<ref>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</ref>
Расејана звездана јата се налазе само у [[неправилна галаксија|неправилним галаксијама]] и у дисковима [[спирална галаксија|спиралних галаксија]], јер се само у њима формирају нове звезде. Звезде настају групно у [[молекуларни облак|молекуларним облацима]], и по формирању оне заједно образују отворено звездано јато. Због тога се метафорички каже да су молекуларни облаци звездана породилишта, а отворена јата да су звездане јасле.
Млада отворена јата се по формирању и даље налазе у молекуларном облаку из којег су настале. У почетку звезде [[јонизација|јонизују]] гас око њих и тако стварају [[HII регион]]. Затим ће притисак зрачења којег звезде стварају разбити облак у којем су настале и просто одувати гас и прашину из јата. Остатак облака, тј. гаса који преостане, [[рефлексија|рефлектује]] светлост са звезда, па се запажа као [[рефлексиона маглина]].
Већина расејаних јата је млађа од сто милиона година. Разлог је то што су оваква јата слабије гравитационо везана, па се временом распадају услед интеракције и блиских пролазака са другим јатима и молекуларним облацима, а губе чланове и због међусобне интеракције, тј. блиских пролазака међу самим звездама у јату.
Изучавање расејаних јата је битно за боље разумевање [[звездана еволуција|звездане еволуције.]] Све звезде у јату су приближно исте старости и истог хемијског састава. Па се зато остали фактори који утичу на звездану еволуцију могу проучавати лакше него кад се посматрају појединачне звезде (које не припадају некаквом звезданом јату).<ref name="gen">{{Cite web|title=Open Clusters|url=http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/OpeClu.html|accessdate=[[9. фебруар]] [[2009]]}}</ref>
Поједина звездана јата, као што су [[Плејаде (звездано јато)|Плејаде]], [[Хијаде]], [[Презепе]] итд, могу се на небу видети и голим оком. Ипак, за посматрање већине јата је потребан [[телескоп]] или [[двоглед]].
==Историјска посматрања==
[[File:Comet-Neat-Messier-44.jpeg|мини|десно|250п|[[Презепе]] (доле лево) у сазвежђу Рака су једно од најстаријих познатих отворених јата. Виде се голим оком као магличасти објекат. На слици поред Презепа је и [[комета]] -{C/2001 Q4 (NEAT)}-]]
Најсјајније групе [[звезда]] попут [[M45|Плејада]] познате су од давнина. Нека друга јата су била позната као магличасти објекти. [[Плејаде (звездано јато)|Плејаде]] су још у стара времена биле познате као седам сестара, јер се седам најсјајнијих звезда лако уоче и голим оком. [[Арат из Сола]] 260. године п. н. е. у својој поеми ''Феномени'', описује [[Презепе]] као „мали облак“, јер се појединачне звезде не могу видети слободним оком.
До открића [[телескоп]]а природа тих магличастих објеката је била непозната. Тек су телескопи успели да дају већу слику тих [[маглина]] где су се видела као групације звезда.<ref name="carat" />
Телескопска посматрања скупова звезда показала су да постоје две врсте [[звездано јато|звезданих јата]]. Прва су округла и врло густа и налазе се у халоу [[Млечни пут|Млечног пута]]. Друга врста скупова су неправилног облика и мање густине. Првоспоменута јата су прозвана [[глобуларно јато|глобуларним]], а друга отвореним звезданим јатима.
Брзо се открила физичка повезаност звезда у отвореним скуповима. [[Џон Мичел]], мисионар из 18. века, израчунао је да је вероватноћа да звезде, гледано са Земље, направе групацију као [[Плејаде (звездано јато)|Плејаде]] само 1:496.000.<ref>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</ref> Како је [[астрометрија]] напредовала тако се сазнало да звезде отворених јата имају заједничко кретање кроз простор. Спектроскопске методе касније су потврдиле да отворена јата имају сличне [[радијална брзина|радијалне брзине]]. На основу тога се закључило да су звезде из једног отвореног јата настале у заједно, у истој групи.<ref name="carat" />
==Својства==
===
[[File:Trapezium cluster optical and infrared comparison.jpg||лево|мини|300п|Инфрацрвени снимак (десно) средишта [[M42|Орионове маглине]] открива расејано јато скривено облаком гаса и прашине.]]
Све звезде су готово настале у [[молекуларни облак|молекуларним облацима]] и потом биле чланови неког отвореног јата. Молекуларни облак који садржи гас и прашину масе од неколико десетина Сунчеве масе урушава се и формира више звезда, а не само једну звзеду.
Формирање отвореног јата почиње урушавањем дела молекуларног облака, који могу имати масу и до неколико хиљада пута већу од Сунчеве. Различити фактори могу изазвати промену густине у облаку што ће изазвати згрушавање његових појединих делова, што покреће и формирање звезда. То могу бити ударни таласи од оближње експлозије [[супернова|супернове]] или судар или само близак пролазак са другим молекуларним облаком. Тада се ствара различит број згрушњења у самом облаку и то ће одредити број звезда које ће се формирати. Верује се да у нашој Галаксији у просеку сваких неколико хиљада година настане једно отворено јато.<ref>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</ref>
Када јато настане, младе, сјајне и најмасивније звезде у њему (које припадају [[спектрална класа|спектралним класама О и Б]]) почеће зрачити огромне количине [[УВ зрачење|УВ зрачења]]. Ово зрачење ствара брзу [[јонизација|јонизацију]] гаса око њих. Јонизација узрокује настанак [[HII регион]]а. [[Звездани ветар|Звездани ветрови]] масивних звезда и [[притисак зрачења]] одувавају остатке облака из јата. Типично, после десетак милиона година отворени скуп ће доживети прву експлозију супернове која ће убрзати избацивање гаса из јата. Након више десетина милиона година у отвореном јату готово неће више бити гаса. На формирање звезда се потроши тек 10% масе почетног молекуларног облака.<ref>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</ref> Могуће је чак и да више расејаних јата настану из једног истог молекуларног облака.<ref>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</ref> Претпоставља се да су [[Хијаде]] и [[Презепе]], два велика отворена јата релативно близу нас, настале из истог молекуларног облака пре неких 600 милиона година.<ref>{{Cite journal|author=Eggen O. J.|year=1960|title=Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1960MNRAS.120..540E|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=120|pages=540|accessdate=[[9. фебруар]] [[2009]]}}</ref>
===Морфологија===
Међу расејаним јатима могуће је наћи примере са свега неколико звезда разбацаних на великом простору или као супротност, густе скупове од неколико хиљада чланова. Типичан скуп се састоји од средишта где има највише звезда, и короне где су звезде ређе распоређене. Језгро јата се у просеку протеже на 3 до 4 [[светлосна година|светлосне године]], док се корона може протезати и до 20 с. г. Просечна густина звезда у јату је око 15 звезда по кубном [[парсек|парсеку]]. То можемо упоредити са густином звезда у околини [[Сунце|Сунца]] која износи 0.03 звезде по кубном [[парсек]]у, док у [[збијено јато|збијеним јатима]] густина може бити и 1000 звезда по кубном [[парсек]]у.<ref>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</ref>
Класификација јата се ради најчешће по методи коју је развио [[Роберт Трамплер]] ({{јез-енг|Robert Trumpler}}) 1930. године. Шема '''Трамплерове класификације ''' даје сваком објекту три ознаке. [[Римски бројеви]] од I до IV означавају концентрацију и издвојеност отвореног јата од суседног галактичког окружења (од јаке до слабе концентрације), [[арапски бројеви]] 1-3 описују распон у сјају звезда у отвореном јату (1 је мала, 3 велика разлика у сјају између чланова) и слова -{''p''}-, -{''m''}- и -{''r''}- која говоре да ли је скуп сиромашан (''p'', од {{јез-енг|poor}}), умерено богат (''m'', од {{јез-енг|medium}}) или богат (''r'', од {{јез-енг|rich}}) звездама. Слово -{''n''}- означава да у јату постоји и [[маглина]].<ref>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</ref>
Према Трамплеровој класификацији, [[Плејаде (звездано јато)|Плејаде]] припадају типу ''I 3 p n'', тј. ово јато је веома извдојено у односу на галактичко окружење, доста концентрисано с великом разликом у сјају међу звездама, великим бројем звезда и припадајућом маглином. Оближње [[Хијаде]] су класификоване као ''II 3 -{m}-'', (мање концентрисано, велика разлику у сјају међу члановима и умерено богато звездама).
===Број и распоред===
[[File:M101 hires STScI-PRC2006-10a.jpg|лево|мини|300п|Галаксија [[M 101]] у чијим спиралним крацима су јасно видљива расејана јата као плаве грудве.]]
Постоји око 1.000 познатих отворених јата у нашој [[Млечни пут|Галаксији]], али њихов стваран број можда је и десет пута већи.<ref>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</ref> У [[спирална галаксија|спиралним галаксијама]] расејана јата се могу пронаћи само у [[диск галаксије|диску галаксије]] у [[спирални крак|спиралним краковима]], где је густина гаса и прашине највећа, па и интензитет формирања звезда. Расејана јата су снажно концентрисана у равни диска с висином у односу на [[галактички екватор]] од 180 светлосних година, што је незнатно у односу на пречник галаксије који износи 100.000 с. г.<ref>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</ref>
У [[неправилна галаксија|неправилним галаксијама]], отворена јата су насумично разбацана мада је њихова концентрација највећа уз густе облаке прашине и гаса.<ref>{{Cite journal|author=Hunter, D.|title=Star Formation in Irregular Galaxies: A Review of Several Key Questions|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PASP..109..937H|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|year=1997|volume=109|pages=937-950|doi=10.1086/133965|accessdate=[[9. фебруар]] [[2009]]}}</ref> У [[елиптична галаксија|елиптичним галаксијама]] формирање звезда је престало у давној прошлости, па оне не садрже расејана јата, тј. јата су имала довољно времена да се потпуно распадну.<ref>{{Cite book |author=J. Binney, M. Merrifield |title=Galactic Astronomy |year=1998 |publisher=Princeton University Press |id=ISBN 9780691025650 }}</ref>
У нашој [[Млечни пут|Галаксији]] млађа отворена јата се налазе више ближе средишту, где су плимске силе [[Млечни пут|Галаксије]] јаче и молекуларни облаци гушћи, па је и стопа формирања већа, али и [[дисперзија]] јата је већа. Старија јата се више налазе у спољним деловима диска Галаксије. Јата у перифернијим деловима имају спорију дисперзију.<ref>van den Bergh S., McClure R.D. (1980), ''Galactic distribution of the oldest open clusters'', Astronomy & Astrophysics, v.88, p.360</ref>
===Звезде у јату===
[[File:Tarantula nebula detail.jpg|мини|десно|250п|Hodge 301, јато старо свега пар милиона година које обасјава маглину Тарантула у Великом Магелановом облаку.]]
Расејана јата се распадну пре него што звезде у њима досегну напредније [[звездана еволуција|еволутивне стадијуме]], па у расејаним јатима углавном доминира светлост младих, плавих звезда ([[спектрална класа|класе]] О и Б). То су и најмасивније звезде, па је њихов живот врло кратак, тек неколико десетина милиона година.<ref name="evo2">{{cite journal|autore=Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D.|year=2003|title=Formation of Blue Stragglers in Open Clusters|journal=American Astronomical Society Meeting|pages=203}}</ref> Старија отворена јата зато садрже мање, већим делом жуте звезде ([[спектрална класа|класе]] Ф, Г).
Када звезда потроши сав [[водоник]] који одржава [[фузија|нуклеарну фузију]] у њој, звезде мале или средње масе одбацују спољашње слојеве и тако стварају [[планетарна маглина|планетарну маглину]]. Оно што остане од звезде је [[бели патуљак]] који се полако хлади. У отвореним јатима се често јавља мањак белих патуљака, кад се упореди са неком теоријском вредношћу која се добије на основу масе и старости јата. Једно од могућих објашњења је да [[црвени џин]] кад одбацује спољне слојеве од којих настаје планетарна маглина, због асиметрије масе која се избаци може да добије додатну брзину од пар километара у секунди што је довољно да напусти систем.<ref>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</ref>
===Проучавање еволуције звезда===
[[File:Open cluster HR diagram ages.gif|лево|мини|300п|ХР дијаграм за јата [[M 67]] и старијег јата [[NGC 188]].]]
Када се за расејано јато направи [[Херцшпрунг-Раселов дијаграм]] може се уочити да већина звезда припада [[главни низ|главном низу]] (види слику).<ref name="orsa">{{Cite web|title=Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare|url=http://www.orsapa.it/evstellare/Ammassi.htm|accessdate=[[9. фебруар]] [[2009]]}}</ref> Најмасивније звезде у скупу већ су почеле еволуирати у црвене џинове и налазе се у горњем десном делу дијаграма. Зато се линија главног низа ломи и скреће према горњем десном углу. Према положају лома линије главног низа може се одредити старост јата.
Како све звезде из једног јата имају сличан састав, јер су настале из истог облака гаса и прашине, расејана јата су одличан полигон за посматрање [[еволуција звезда|еволуције звезда]]. Такође све звезде у јату се налазе на готово истој удаљености од Земље, па је разлика у њиховом међусобном сјају директно везана само за њихову масу.<ref name="carat">{{Cite web|title=Open Star Clusters|url=http://www.seds.org/messier/open.html|accessdate=[[9. фебруар]] [[2009]]}}</ref> Тиме добијамо да су одређени параметри везани за цело јато, што олакшава проучавање других променљивих у [[звездана еволуција|звезданој еволуцији]].
Проучавањем количине појединих елемената попут [[литијум|литијума]] или [[берилијум|берилијума]] могуће је добити битне податке о еволуцији звезда и процесима у унутрашњости звезда. Берилијум и литијум, за разлику од водоника фузионишу на много мањим температурама (око 2,5 за литијум и 3,5 милиона Келвина за берилијум) што значи да брзо сагоре потпуно у средишту звезде. Међутим, одређивање њихове количине у спољним слојевима звезде нам говори о процесима мешања материје у самим звездама.<ref>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</ref> А у расејаним јатима имамо звезде различите масе и структуре, а истог састава и старости, што ова јата чини одличном лабораторијом за оваква истраживања.
Истраживања су показала да је количина лаких елемената у отвореним јатима мања него што теоријски модели предвиђају. Разлог овог непоклапања није још јасан, али решење лежи у граници између слоја [[конвекција|конвекције]] и радијативног слоја у звезди, стандардним процесима преноса енергије у унутрашњости звезде.<ref>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</ref>
===Еволуција отворених јата===
[[File:Messier11.jpg|мини|300п|Расејано јато [[M 11]] у сазвежђу Штит у којем се више не виде остаци молекуларног облака]]
Многа отворена јата су нестабилне формације. Са масом која је довољно мала да брзина ослобађања (брзина потребна да би звезда напустила систем) мања од просечне брзине звезда у јату. Таква јата теже да се брзо распадну и трају само неколико милиона година. Такође, остаци облака из којег се јато створило се избацују из јата и тиме се додатно смањује маса и тиме убрзава његова дисперзија.<ref>{{Cite journal|author=Hills, J. G.|title=The effect of mass loss on the dynamical evolution of a stellar system - Analytic approximations|url=http://adsabs.harvard.edu/full/1980ApJ...235..986H|journal=Astrophysical Journal|volume=235|number=1|pages=986-991|year=1980|doi=10.1086/157703|accessdate=[[9. фебруар]] [[2009]]}}</ref>
Јата са довољно масе да задрже звезде остају цела и неколико десетина милиона година и после периода када се маса нагло смаљи због избацивања остатака почетног облака, али кроз време и њих распрши комбинација унутрашњих и спољних утицаја. У унутрашње факторе се убрајају блиски проласци појединих звезда, који могу узроковати избацивање једне од звезда.<ref name="dinamiche">{{Cite journal|author=de La Fuente M.R.|year=1998|title=Dynamical Evolution of Open Star Clusters|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=110|pages=1117–1117}}</ref>
Спољашњи утицаји на јато су судари или блиски проласци са другим јатима или молекуларним облацима. У просеку сваких пола милијарде година расејано јато се судари с молекуларним облаком. Гравитационе плимске силе настале услед судара узрокују дисперзију јата. Од јата на крају остане низ звезда, недовољно блиских да буду сматране као јато, али се све крећу у истом смеру и сличним брзинама. Време у којем ће се јато одржати зависи од почетне густине звезда у јату. Концентрисанија јата дуже одолевају утицајима. Средња дужина живота једног расејаног јата, тачније старост јата при којем су половина првобитних чланова јата изашла из система је око 150 до 800 милиона година.<ref name="dinamiche" /> Најстарија позната отворена јата у [[Млечни пут|Млечном путу]] су [[NGC 6791]] у сазвежђу [[сазвежђе Лира|Лире]] и -{[[Berkeley 17]]}-, у сазвежђу [[сазвежђе Кочијаш|Кочијаш]], са процењеном старошћу од 7 милијарди година. Ипак, највећи број јата је млађе од 50 милиона година.<ref name="Clusters">{{Cite book|author =Mark Allison |title=Star Clusters and How to Observe Them|publiher=Springer|year=2005|pages=15-16|id=ISBN 1846281903}}</ref>
Када се отворени скуп распадне иза њега ће остати група звезда с сличним смером кретања и брзинама. Такве групе звезда се зову [[звездана асоцијација|звездане асоцијације]]. Пет од седам најсјајнијјих звезда у сазвежђу [[Велики Медвед]] пример су такве групе. Тачније ова звездана асоцијација је значајно већа и садржи звезде које се простиру од сазвежђа [[сазвежђе Цефеј|Цефеј]] до сазвежђа [[сазвежђе Јужни Троугао|Јужни Троугао]]. [[Сунце]] се налази близу обода ове звездане асоцијације, али јој не припада. Сунце је старије од ових звезда чак око десет пута. Оно се просто током свог кретања приближило овим звездама.<ref>{{Cite journal|author=Soderblom, David R.; Mayor, Michel|title=Stellar kinematic groups. I - The Ursa Major group|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993AJ....105..226S|journal=Astronomical Journal|year=1993|volume=105|number=1|pag0se=226-249|id=ISSN 0004-6256|doi=10.1086/116422|accessdate=[[9. фебруар]] [[2009]]}}</ref>
Првобитно јато у којем је настало [[Сунце]], пре око 4,6 милијарди година, се потпуно распало и звезде из тог јата су расуте у диску [[Млечни пут|Галаксије]], без начина да се разликују од свог галактичког окружења.
==Расејана јата као стандардне свеће==
{{main|Стандардне свеће}}
[[File:Star cluster in the Small Magellanic Cloud.jpg|мини|десно|250п|NGC 346, расејано јато у Малом Магелановом облаку]]
Растојања до расејаних јата можемо мерити методом [[паралакса|паралаксе]] или методом конвергентних тачака.
Посматрање оближњих отворених јата чије удаљености знамо довољно прецизно може послужити за стварање методе којом је могуће одредити удаљености осталих јата. Упоређујући [[ХР дијаграм]] оближњег расејаног јата и неког удаљенијег, могуће је проценити приближну удаљеност даљег јата. Таква метода корисна је и при одређивању удаљености галаксија у [[Локална група|Локалној групи]] јер су у њима отворена јата лако уочљива.
== Референце ==
{{reflist|2}}
== Спољашње везе ==
{{портал|Астрономија}}
{{Commonscat|Open clusters}}
[[Категорија:Астрономија]]
[[Категорија:Расејана звездана јата|*]]
{{Link FA|en}}
{{Link FA|es}}
{{Link FA|it}}
{{Link FA|pl}}
{{Link FA|th}}
{{Link GA|zh}}
[[Kategorija:Otvoreni skupovi| ]]
Linija 75 ⟶ 115:
{{Link FA|es}}
{{Link FA|pl}}
[[ar:تجمع مفتوح]]
[[id:Gugus terbuka]]
[[bg:Разсеян звезден куп]]
[[be:Рассеянае зорнае скопішча]]
[[bn:মুক্ত স্তবক]]
[[ca:Cúmul obert]]
Linija 85 ⟶ 127:
[[de:Offener Sternhaufen]]
[[en:Open cluster]]
[[es:Cúmulo abierto]]
[[eo:Malfermita stelamaso]]
[[fa:خوشه ستارهای باز]]
[[fr:Amas ouvert]]
[[he:צביר פתוח]]
[[hi:खुला तारागुच्छ]]
[[hr:Otvoreni skup]]
[[it:Ammasso aperto]]
[[ja:散開星団]]
[[ko:산개 성단]]
[[la:Cumulus stellarum apertus]]
[[lv:Vaļējā zvaigžņu kopa]]
[[lb:Oppene Stärekoup]]
[[lt:Padrikasis spiečius]]
[[hu:Nyílthalmaz]]
[[mk:Отворено ѕвездено јато]]
[[nl:Open sterrenhoop]]
[[no:Åpen stjernehop]]
[[nn:Open stjernehop]]
[[pl:Gromada otwarta]]
[[pt:Aglomerado estelar aberto]]
Linija 112 ⟶ 152:
[[sk:Otvorená hviezdokopa]]
[[sl:Odprta zvezdna kopica]]
[[fi:Avoin tähtijoukko]]
[[sv:Öppen stjärnhop]]
[[tt:Йолдызлар сибелгән тупланышы]]
[[th:กระจุกดาวเปิด]]
[[tr:Açık yıldız kümesi]]
[[uk:Розсіяне скупчення]]
[[zh:疏散星团]]
| |||