Bolvormige sterrenhopen zijn nauw verbonden groepen van honderden tot miljoenen oude sterren, die door de zwaartekracht bij elkaar blijven.
Open sterrenhopen bestaan doorgaans uit minder dan een paar honderd sterren, hangen losser met elkaar samen, en bestaan vaak uit jonge sterren. Open sterrenhopen raken tijdens hun beweging door het sterrenstelsel na verloop van tijd verstoord door de zwaartekracht van moleculaire reuzenwolken. Toch zullen de sterren van een hoop in ruwweg dezelfde richting door de ruimte blijven reizen, al is de onderlinge verbinding van zwaartekracht verbroken. Men spreekt dan van een sterassociatie of een moving group.
Bolvormige sterrenhopen, bolvormige sterhopen, of bolhopen zijn min of meer sferische groeperingen van tienduizend tot enkele miljoenen sterren groot, relatief dicht op elkaar gepropt, in een gebied van 10 tot 30 lichtjaar in doorsnee. Dit zijn normaal gesproken oude sterren van populatie II, maar een paar honderd miljoen jaar jonger dan het heelal zelf. Het zijn dan ook meestal gele en rode sterren, die uit minder dan twee keer de massa van de Zon bestaan. Zulke sterren treft men aan in bolvormige sterrenhopen omdat hetere en zwaardere sterren eerder als supernova waren geëxplodeerd of via een planetaire nevelfase in een witte dwerg waren veranderd. Toch zijn er soms wel zeldzame blauwe sterren in bolhopen te vinden. Ze worden verondersteld te zijn gevormd door samensmeltingen van sterren, in deze relatief dichtbevolkte gebieden; men noemt deze sterren blauwe dwaalsterren.
De bolhopen zijn in het Melkwegstelsel ongeveer sferisch verspreid over de galactische halo, rondom het galactische centrum. Ze zijn in omloop van het centrum, in een sterk elliptische baan. De astronoom Harlow Shapley was in 1917 de eerste die er in slaagde om een de afstand van onze Zon naar het galactische centrum te bepalen. Dit deed hij aan de hand van de verspreiding van bolvormige sterrenhopen.
Tot het midden van de jaren 1990 vormden bolvormige sterrenhopen een groot raadsel in de astronomie. Volgens de toenmalige kennis van sterevolutie bleek dat oude sterren uit bolhopen ouder waren dan de geschatte leeftijd van het heelal. Later werd dit aan de hand van verbeterde afstandsmetingen met de satelliet Hipparcos aan bolhopen en door steeds nauwkeurigere metingen van de wet van Hubble opgelost: de oude sterren bleken toch een paar honderd miljoen jaar jonger dan het 13,8 miljard jaar oude heelal.
Ons eigen sterrenstelsel heeft ongeveer 150 bolhopen, waarvan sommige wellicht zijn ingevangen uit kleinere sterrenstelsels, die de Melkweg uiteen heeft getrokken. Zo lijkt dit het geval te zijn met Messier 79 (NGC 1904). Er komen in sommige sterrenstelsels veel meer bolvormige sterrenhopen voor: het elliptische sterrenstelselMessier 87 heeft er meer dan duizend.
Een aantal van de felste bolvormige sterrenhopen zijn met het blote oog zichtbaar, waarvan de felste, Omega Centauri, sinds de oudheid bekend is en zelfs als ster beschreven werd voordat de telescoop werd uitgevonden. De meest lichtsterke bolhoop aan de hemel van het noordelijk halfrond is de Herculesbolhoop in sterrenbeeld Hercules.
Supersterrencluster
Supersterrenclusters zijn grote gebieden met recente sterformatie. Men vermoedt dat ze de voorlopers zijn van bolvormige sterrenhopen. Een voorbeeld hiervan is Westerlund 1 in de Melkweg.
Open sterrenhoop
Zevengesternte, voorheen de Pleiaden: een open sterrenhoop met vooral blauwe, hete sterren, omgeven door reflecterende nevelsOpen sterrenhoop NGC 4755
Open sterrenhopen, of open clusters, verschillen sterk van bolvormige sterrenhopen. In tegenstelling tot de sferisch verdeelde bolhopen vinden we ze alleen in het galactische vlak van een sterrenstelsel. Ze worden in tegenstelling tot bolhopen bijna altijd gevonden in spiraalarmen. Ze bestaan meestal uit jonge objecten, tot tientallen miljoenen jaren oud. Er zijn zeldzame uitzonderingen van een paar miljard jaar oud, zoals Messier 67. Dit is de dichtstbijzijnde en meest bestudeerde oude open cluster. Ze vormen H-II-gebieden zoals de Orionnevel.
Open sterrenhopen bevatten doorgaans tot een paar honderd sterren, in een gebied tot ongeveer 30 lichtjaar in doorsnee. Ze zijn dunner bevolkt dan bolhopen, worden daardoor ook minder sterk door de zwaartekracht gebonden en met verloop van tijd door de zwaartekracht van moleculaire reuzenwolken en andere sterrenhopen uit elkaar getrokken. Wanneer sterren van een hoop rakelings langs elkaar scheren, kan dit ertoe leiden dat een ster uit de hoop wordt losgetrokken.
De best bekende open sterrenhopen zijn het Zevengesternte en de Hyaden in Stier. De dubbelcluster Caldwell 14 met NGC 869 en NGC 884 kan ook bij donkere avonden worden gezien. In open sterrenhopen treft men meestal hete, jonge blauwe sterren aan, hoewel dit soort sterren relatief niet oud worden. Een open sterrenhoop valt meestal uit elkaar voordat deze sterren ten onder gaan.
Dankzij het vaststellen van nauwkeurige afstanden tot open sterrenhopen kan de verhouding tussen lichtkracht en perioden van de Cepheïden worden vastgesteld. De Cepheïden zijn veranderlijke sterren. Deze sterren worden nu vaak gebruikt voor astronomische afstandsmeting. Ze zijn fel en worden gebruikt om aan de hand van de uitdijingssnelheid van het heelal, met de wet van Hubble de afstand tot sterrenstelsels te berekenen. Er zitten in de open sterrenhoop NGC 7790 drie klassieke Cepheïden die veel voor zulke metingen worden gebruikt.
Ingebedde sterrenhoop
Ingebedde sterrenhoop Trapezium kan in de golflengte van röntgenstraling goed gezien worden, doordat hij de wolk waarin deze is ingebed, doordringt.Sterrenhoop NGC 3572 in zijn spectaculaire omgeving
Ingebedde sterrenhopen zijn groepen van zeer jonge sterren die gedeeltelijk of volledig door kosmisch stof worden omgeven, dat vaak ondoordringbaar is bij optische observaties. Ingebedde sterrenhopen vormen in moleculaire wolken, als de wolken samentrekken en sterren gaan vormen. In deze gebieden vindt vaak continu stervorming plaats, waardoor men in een ingebedde sterrenhoop verschillende vormen van jonge stellaire objecten kan vinden, zoals protosterren, T Tauri-sterren en Herbig Ae/Be sterren. Een mooi voorbeeld is de Trapeziumcluster in de foto rechts in de Orionnevel.
De levensduur van een ingebedde sterrenhoop als zodanig is maar een paar miljoen jaar. Na verloop van tijd zal het gas van de wolken uiteengedreven worden door zaken als stralingsdruk, sterrenwind, jets en supernovaexplosies. Over het algemeen zal minder dan 30% van de massa uit de wolken opgenomen worden door sterren voordat deze zijn verdreven. Dit percentage kan wel hoger zijn in bijzonder dikke delen van de wolken. Terwijl deze wolken worden geabsorbeerd, verandert ook de totale energiehuishouding van het systeem, wat vaak zal leiden tot de ontbinding van de sterrenhoop. De meeste jonge ingebedde sterrenhopen vallen dan ook kort na het einde van de stervorming uiteen.
De open sterrenhopen die men in de Melkweg aantreft zijn ontstaan uit ingebedde sterrenhopen, die de vroege sterrenhoopevolutie hebben weten te doorstaan. Tevens geldt voor nagenoeg alle vrij vliegende sterren, dus ook voor onze Zon, dat ze ontstaan zijn in ingebedde sterrenhopen, die uiteen zijn gevallen.
Sterrennevel
Een sterrennevel is een grote groep van veel sterren, verspreid over vele lichtjaren ruimte; de sterren zijn geen onderdeel van enige structuur maar bevinden zich in een gebied met een grotere sterdichtheid dan gewoonlijk. Voorbeelden zijn de Sagittarius Sterrennevel en NGC 206.
Tussenvormen
De bolvormige sterrenhoop Messier 68 heeft een doorsnee van meer dan honderd lichtjaar.
Astronomen zijn er in 2005 in geslaagd een nieuw type sterrenhoop te ontdekken in het Andromedastelsel (M31). Dit nieuwe type lijkt op veel manieren op een bolvormige sterrenhoop, maar is minder compact. Dit type is in de Melkweg niet gesignaleerd. Deze drie ontdekte sterrenhopen zijn M31WFS C1, M31WFS C2 en M31WFS C3.
Deze recent ontdekte sterrenhopen bevatten honderdduizenden sterren, net zoals bolhopen. Ze hebben meer dingen gemeen met bolhopen, zoals de opmaak van de sterpopulatie en het metaalgehalte. Het grote verschil zit in de omvang: ze zijn honderden lichtjaren groot en honderden maal dunner bevolkt. De afstanden tussen de sterren zijn dus groter. Deze sterrenhopen hebben eigenschappen ergens tussen die van bolvormige sterrenhopen en bepaalde dwergsterrenstelsels in.
Hoe deze sterrenhopen ontstaan is nog niet bekend, maar hun vormingsproces zou wel eens gerelateerd kunnen zijn aan dat van bolhopen. Waarom het Andromedastelsel ze wel heeft en de Melkweg niet, weet nog niemand. Het is nog onbekend of andere sterrenstelsels ze hebben, hoewel het erg onwaarschijnlijk is dat het Andromedastelsel het enige stelsel zou zijn met dit soort uitgesmeerde sterrenhopen.
Nog een ander soort sterrenhoop zijn de faint fuzzies, flauwe pluizigen, die tot dusver alleen in lensvormige sterrenstelsels zijn gevonden, zoals NGC 1023 en NGC 3384. Karakteristieke eigenschappen zijn de grotere omvang dan bolhopen en een ringachtige verspreiding rond het centrum van hun sterrenstelsels. Het zijn schijnbaar oude objecten.
Nut voor de astronomie
Sterrenhopen zijn van belang voor verschillende aspecten van astronomie. Doordat de sterren uit een sterrenhoop ruwweg op hetzelfde moment zijn ontstaan, zijn de verschillende eigenschappen van de sterren nagenoeg resultaten van hun massahoeveelheid. Onze theorieën van sterevolutie vertrouwen op observaties van open sterrenhopen en bolvormige sterrenhopen.
Sterrenhopen zijn ook van belang bij het berekenen van astronomische afstandsmetingen. Een paar van de meest nabije sterrenhopen zijn dichtbij genoeg om de afstand met bewegingsparallax te kunnen bepalen. Een Hertzsprung-Russelldiagram kan hiervan worden opgetekend waarvan de absolute waarden van de lichtkracht bekend zijn. Dit diagram kan worden vergeleken met een sterrenhoop waarvan de afstand niet bekend is. Nu vergelijkt men de posities op de hoofdreeks met dat van de eerste sterrenhoop om de afstanden goed in te kunnen schatten. Hierbij moet onder andere rekening gehouden worden met extinctie en sterpopulatie.
Veel sterren in de Melkweg, inclusief onze Zon, zijn in eerste instantie ontstaan binnenin ingebedde sterrenhopen, die nu allang vervlogen zijn. Dit betekent ook dat eigenschappen van sterren en hun planeten beïnvloed kunnen zijn door de vroege omstandigheden van deze sterrenhopen. Dit lijkt zeker op te gaan voor het zonnestelsel, waarin de overvloeden van zeldzame stoffen het gevolg moeten zijn van een supernova van een nabije ster, vroeg in de geschiedenis van het ontstaan.
47 Tucanae, een felle bolvormige sterrenhoop in het sterrenbeeld Toekan.
Telescopische asterismen
Een sterrenhoop waarvan het aantal sterren vrij gering is kan soms aangeduid worden als telescopisch asterisme. Dit soort sterrenhoop ziet er met behulp van een telescoop uit als een mini-sterrenbeeld en laat ons een pareidolia zien, een eenvoudige schematische weergave van een bekend voorwerp, een dier, of een gezicht. De lijst van de ontdekte telescopische asterismen is vrij lang, maar kan nog langer gemaakt worden dankzij ervaren astronomen (alsook amateur-astronomen) die ofwel met een telescoop naar de sterrenhemel kijken, ofwel de online een sterrenkaart van Google-Sky onderzoeken.
Nomenclatuur
De Internationale Astronomische Unie heeft tijdens de 17e algemene bijeenkomst in 1979 aanbevolen dat nieuw ontdekte sterrenhopen, open of bolvormig, in ons sterrenstelsel zullen worden aangeduid volgens de vuistregel "Chhmm±ddd". Men begint altijd met de prefix C, waarna h, m en d de coördinaten voorstellen van het centrum van de sterrenhoop in uren en minuten van rechte klimming, dan de graden van declinatie. Deze aanduiding, eenmaal bepaald, dient niet te worden veranderd, zelfs al mochten daaropvolgende metingen van het centrum nauwkeuriger blijken dan het origineel.
