Gromada otwarta – grupa nawet do kilku tysięcy luźno połączonych grawitacją gwiazd (w odróżnieniu od gromad kulistych, które są ciasno skupione), powstałych z jednego olbrzymiego obłoku molekularnego. Gromady otwarte znajdują się wyłącznie w galaktykach spiralnych i nieregularnych, gdzie wciąż odbywa się proces powstawania gwiazd. Zwykle ich wiek nie przekracza kilkuset milionów lat. Podczas swojej wędrówki wokół centrum galaktyki, gromady otwarte są narażone na bliski kontakt z innymi gromadami czy obłokami gazu – mogą wtedy widocznie zmieniać kształt lub nawet wytracać poszczególne gwiazdy.
Młode gromady otwarte wciąż mogą leżeć wewnątrz obłoków, z których powstały, rozświetlając je. Z biegiem czasu wiatr gwiazdowy gromady wywiewa ten gaz. Zwykle tylko z około 10% całkowitej masy obłoku powstaną gwiazdy, zanim ciśnienie promieniowania wypchnie resztę w przestrzeń rozpraszając obłok.
Gromady otwarte są bardzo ważnymi obiektami w badaniach ewolucji gwiazd. Ponieważ gwiazdy w gromadzie mają podobny wiek i skład chemiczny, efekty subtelnych czynników są znacznie lepiej dostrzegane niż w przypadku odizolowanych gwiazd.
Historia obserwacji thumb|Gromada Ptolemeusza, znana w starożytności
Najbardziej widoczne gromady otwarte, takie jak Plejady, rozpoznano jako grupy gwiazd już w starożytności. Inne, widziane jako źródła rozmytego światła, czekały na odkrycie ich gwiazdowej natury aż do wynalezienia teleskopów. Obserwacje teleskopowe ujawniły dwa różne typy gromad gwiazd – jeden z nich to gromady zawierające setki tysięcy gwiazd, o regularnej kulistej koncentracji, znajdujące się głównie wokół centrum Drogi Mlecznej; drugi to gromady znacznie mniej bogate w gwiazdy, o bardziej nieregularnych kształtach, rozsiane po całym niebie. Te pierwsze astronomowie ochrzcili gromadami kulistymi, te drugie – otwartymi (nazywane też czasem gromadami galaktycznymi).
Już bardzo wcześnie zauważono, że gwiazdy w gromadach otwartych są fizycznie powiązane. W 1767 roku John Michell obliczył prawdopodobieństwo tego, że choćby jedna gromada gwiazd podobna do Plejad jest wynikiem przypadku na 1 do 496 tysięcyJohn Michell, 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 (1683-1775), numer 57, strony 234-264. 1767.. Gdy astrometria stała się dokładniejsza, zauważono, że gwiazdy wewnątrz gromady poruszają się tym samym ruchem własnym. Wraz z rozpowszechnieniem spektroskopii odkryto natomiast, że mają również tę samą prędkość radialną. Te obserwacje wykazały, że gromady składają się z gwiazd uformowanych w tym samym czasie i związanych w grupę.
Gromady otwarte i kuliste są generalnie łatwo rozróżnialnymi typami ciał niebieskich. Gdy jednak gromada kulista jest słabiej skoncentrowana lub gromada otwarta wyjątkowo bogata, wtedy trudniej jest je odróżnić. Niektórzy astronomowie twierdzą, że oba typy gromad gwiazd powstają w ten sam sposób, z tą tylko różnicą, że warunki sprzyjające powstawaniu niezwykle bogatych gromad kulistych, zawierających setki tysięcy gwiazd, już nie zachodzą w naszej Galaktyce. Obecnie (sierpień 2011) w Drodze Mlecznej znamy około 2500 gromad otwartych, choć astronomowie szacują, że może ich być nawet 30 000, wciąż ukrywających się za gazem i pyłem.
Powstawanie thumb|left|Obserwacje w podczerwieni ukazują powstającą gęstą gromadę otwartą Trapez w centrum Mgławicy Oriona
Wszystkie gwiazdy powstają w układach wielokrotnych, ponieważ tylko obłok gazu o masie wielokrotnie większej niż masa Słońca jest w stanie zapaść się pod wpływem własnej grawitacji. Jednocześnie, tak duży obłok generalnie nie może się zapaść w pojedynczą gwiazdęAlan P. Boss, The Jeans Mass Constraint and the Fragmentation of Molecular Cloud Cores, Astrophysical Journal Letters numer 501, strona L77. Lipiec 1998..
Powstanie gromady otwartej rozpoczyna się przez zapadanie ogromnego, zimnego, gęstego obłoku molekularnego (lub jego części), zawierającego sumaryczną masę do tysięcy mas Słońca. Wiele czynników wpływa na zapoczątkowanie zapadania i przez to formowanie się gwiazd – na przykład fale uderzeniowe z wybuchających w pobliżu supernowych lub gwałtowne oddziaływania grawitacyjne. Zapadający się obłok nie jest jednorodny – dzieli się stopniowo na mniejsze, gęstsze obszary, a ostatecznie z najgęstszych skupisk może powstać do kilku tysięcy gwiazd. Oszacowano, że w naszej galaktyce gromady otwarte formują się w tempie jedna na kilka tysięcy latPaolo Battinelli, Roberto Capuzzo-Dolcetta, Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system, Royal Astronomical Society, Monthly Notices (), numer 249, strony 76-83. 1 marca 1991..
Gdy już rozpocznie się formowanie gwiazd, największe i najgorętsze z nich (znane jako gwiazdy typu OB) zaczną emitować spore ilości promieniowania ultrafioletowego, które szybko jonizuje otaczający gaz obłoku molekularnego tworząc ostatecznie obszar H IIJose Franco, Guillermo Tenorio-Tagle, Peter Bodenheimer, On the formation and expansion of H II regions, Astrophysical Journal 1 (), numer 349, strony 126-140. 20 stycznia 1990.. Silny wiatr gwiazdowy i ciśnienie promieniowania pochodzące od największych gwiazd zacznie wywiewać obłok. Kilka milionów lat później w gromadzie pojawi się pierwsza supernowa – jej wybuch wypchnie kolejne porcje gazu w przestrzeń. Po kilkunastu, kilkudziesięciu milionach lat w gromadzie nie będzie już w ogóle gazu (oprócz tego w gwiazdach) i proces powstawania nowych gwiazd się zakończy. Zwykle z nie więcej niż 10% całkowitej masy obłoku uformowane zostaną gwiazdy, zanim reszta gazu się rozproszy.
Często zdarza się, że z jednego obłoku molekularnego powstaje nie jedna a kilka gromad otwartych. Na przykład Hodge 301 oraz R136 tworzą się z gazów Mgławicy Tarantula w Wielkim Obłoku Magellana. Również w naszej galaktyce znamy takie przypadki. Ruch Hiad oraz gromady Messier 44 sugeruje, że powstały one w tym samym obłoku około 600 milionów lat temuOlin J. Eggen, Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, numer 120, strona 540. 1960..
Niekiedy zachodzi ciekawa sytuacja, gdy dwie gromady narodzone w tym samym czasie zwiążą się siłami grawitacji by stworzyć układ podwójny gromad. Najlepszym znanym tego przykładem jest Podwójna gromada Perseusza (h i χ Persei), ale znanych jest jeszcze co najmniej 10 innych struktur tego typuA. Subramaniam, U. Gorti, R. Sagar, H. C. Bhatt, Probable binary open star clusters in the Galaxy, Astronomy and Astrophysics, numer 302, strona 86. Październik 1995.. Znacznie więcej gromad podwójnych obserwujemy w Małym i Wielkim Obłoku Magellana – są łatwiejsze do zauważenia i rozpoznania w galaktykach innych niż nasza, gdyż efekt rzutowania może sprawiać wrażenie bliskości niepowiązanych gromad.
Morfologia i klasyfikacja
Gromady otwarte znacznie różnią się między sobą liczbą składników – najmniejsze zawierają jedynie kilka gwiazd, podczas gdy największe mogą być ogromnymi skupiskami tysięcy gwiazd. Gęste centrum typowej gromady otwartej zwykle otacza bardziej rozproszona korona gwiazd. Jądro rozciąga się średnio na 3–4 lata świetlne, a cała gromada do około 20 lat świetlnych od niego. Gęstość centralnego obszaru gromad otwartych to typowo 1,5 gwiazdy na rok świetlny sześcienny (dla porównania, ta sama przestrzeń ze Słońcem w centrum ma gęstość 0,003 gwiazdy)Sagar R. Nilakshi, A. K. Pandey, V. Mohan, A study of spatial structure of galactic open star clusters, Astronomy and Astrophysics, numer 383, strony 153-162. Styczeń 2000..
Gromady otwarte są często klasyfikowane według reguł podanych w 1930 przez Roberta Trumplera. Schemat ten opisuje trzy cechy gromady: rzymskie liczby od I do IV charakteryzują stopień skoncentrowania lub rozproszenia gromady (od bardzo gęstego do luźnego), arabskie od 1 do 3 opisują zakres jasności składników (od małego zróżnicowania do dużego), oraz litera p, m albo r oznaczają liczbę gwiazd w gromadzie, od niewielkiej (ang. poor), przez średnią (medium) do dużej (rich). Opcjonalnie, jeśli gromada zawiera mgławicę, dopisuje się na końcu literę n (ang. nebulosity)Robert Julius Trumpler, Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters, Lick Observatory bulletin, numer 420, strony 154-188. 1930..
W schemacie Trumplera, Plejady sklasyfikowane są jako I,3,r,n (mocno skoncentrowane, bogate, zawierające mgławicę), natomiast leżące w pobliżu Hiady jako II,3,m (luźniejsze, z mniejszą liczbą gwiazd).
Rozmieszczenie thumb|left|NGC 346, gromada otwarta w Małym Obłoku Magellana
W Drodze Mlecznej znanych jest ponad tysiąc gromad otwartych, ale całkowita ich liczba może być nawet 10 razy większaW. S. Dias, B. S. Alessi, A. Moitinho, J. R. D. Lépine, New catalogue of optically visible open clusters and candidates, Astronomy and Astrophysics, numer 389, strony 871-873. 2002.. W galaktykach spiralnych gromady otwarte znajdujemy wyłącznie na ramionach spiralnych, gdzie gęstość gazu jest największa i gdzie procesy gwiazdotwórcze są najaktywniejsze. Gromady zwykle umierają, zanim zdążą zejść z ramion. Są one rozmieszczone głównie w płaszczyźnie dysku galaktycznego, nie dalej niż 90 lat świetlnych od niegoK. Janes, R. Phelps, The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk, The Astronomical Journal, numer 108, strony 1773-1785. 1980..
W galaktykach nieregularnych gromady otwarte są porozmieszczane dowolnie, jednak ich największe skupiska występują tam, gdzie gwiazdotworzenie może zachodzić najgwałtowniej, czyli w obszarach o największej gęstości gazu. W galaktykach eliptycznych nie obserwujemy gromad otwartych – procesy gwiazdotwórcze zakończyły się w nich miliony lat temu, nie ma więc możliwości powstania nowych gromad, a stare zdążyły umrzeć.
W naszej galaktyce, rozmieszczenie gromad zależy od wieku, przy czym starsze gromady częściej znajdują się w większych odległościach od centrum galaktyki. Siły pływowe są tym większe, im bliżej jądra galaktyki zwiększając zagrożenie rozpadu gromad. Gromady znajdujące się w wewnętrznych częściach galaktyki mają tendencję do umierania w młodszym wieku niż te, które narodziły się w znacznych odległościach od centrum galaktykiS. van den Bergh, R. D. McClure, Galactic distribution of the oldest open clusters, Astronomy & Astrophysics, numer 88, strona 360. Październik 1980..
Skład thumb|Gromada gwiazd w prawym dolnym rogu rozjaśnia Mgławicę Tarantula w Wielkim Obłoku Magellana
Zwykle gromady otwarte rozpraszają się, zanim poszczególne gwiazdy gromady umrą. Dlatego ich światło jest raczej zdominowane przez młode, gorące, błękitne gwiazdy – najbardziej masywne i najkrócej żyjące (kilkadziesiąt milionów lat). W starszych gromadach częściej obserwuje się żółte gwiazdy.
Niektóre gromady otwarte zawierają gorące niebieskie gwiazdy, które wydają się znacznie młodsze od reszty gromady. Nazywa się je błękitnymi maruderami. Są one obserwowane również w gromadach kulistych, głównie w ich gęstych jądrach. Naukowcy sugerują, że powstają one podczas kolizji innych gwiazd tworząc znacznie gorętszą, dużo masywniejszą gwiazdę. Jednak w gromadach otwartych, w których gwiazd jest znacznie mniej i są one luźniej ułożone, ta teoria nie może tłumaczyć ich sporej liczby. Zamiast niej sugeruje się, że większość błękitnych maruderów powstaje przez łączenie się układów podwójnych podczas ich dynamicznych wzajemnych oddziaływań z innymi gwiazdamiN. Andronov N, M. Pinsonneault, D. Terndrup, Formation of Blue Stragglers in Open Clusters, American Astronomical Society Meeting 203. 2003..