niş Magellanic Bulut’ta Hodge 301 ve R13b; Tarantula Nebula’nın gazlarından oluşur. Bizim galaksimizde ise, uzayda geçmişe doğru gidilerek Hyades ve Praesepe ( iki önemli yakın açık yıldız kümesi) ‘nin 600 milyon yıl önce aynı buluttan oluştuğu söylenebilir. Bazen, aynı anda oluşan iki yıldız kümesi bir çift elemanlı küme oluşturur. Samanyolu’ndaki en iyi örnek NEC869 ve NGC884 den oluşan ‘çift küme’dir, ama en az 10 tane daha bilinen çift küme vardır. Küçük ve Geniş Magellanic Bulutlar’da çok daha fazlası bulunur. Bizim galaksimizdeki sistemlerden bunları ayırt etmek daha kolaydır.

Açık yıldız kümeleri çok seyrek kümeler ve büyük toplanmalar arasında dağılım gösterir. Genellikle belirgin bir çekirdek yoğunluğundan ve onu çevreleyen küme üyelerinin yayılmış tac’ından oluşur. Çekirdek genellikle yaklaşık 3-4 ışık yılı uzunluğundadır. Ve taç küme merkezinden yaklaşık 20 ışık yılı uzaklığındadır. Küme merkezindeki genel yıldız yoğunlukları yaklaşık 1.5 yıldız/ kübik ışık yılıdır. Açık yıldız kümeleri genellikle 1930’ da Robert Trumpler tarafınfan geliştirilmiş şemaya göre sınıflandırılırlar.Trumpler şeması kümeye 3 kısımlı adlandırma verir, Roma rakamlarıyla I den IV’e kadar güçlü konsantreden zayıf konsantreye doğru olmak üzere çevrelenmiş yıldız alanının yoğunluğunu belirtir; Arap rakamlarıyla 1’den 3’e üyelerin parlaklığını belirtir. ( az parlaktan çok parlağa) ve p, m ya da r harfleri kümenin yıldız sayısı açısından yoksul, orta ya da zengin oluşunu belirtir. Son olarak ‘n’ harfi kümenin bulutluluğunu belirtir.Trumper şeması kullanılarak, Pleiades I3rn ( güçlü konsantre, zengin nüfuslu ve bulutlu) . Hyades II3m ( daha dağınık ve az elemanlı) olarak sınıflandırılmıştır.

Bizim galaksimizde 1000’den fazla bilinen açık yıldız kümesi vardır, ancak gerçek sayı belki bu sayının 10 kat daha fazlasıdır. Sarmal galaksilerde açık yıldız kümeleri çoklukla sarmal kollarda; gaz yoğunluklarının en yüksek olduğu ve yıldız oluşumunun en çok görüldüğü yerlerde, bulunur. Ve açık yıldız kümeleri sarmal kollarının ötesine geçmenden önce genellikle dağınıktırlar. Açık yıldız kümeleri galaktik düzleme yakınken güçlü konsantrelerdir. Düzensiz galaksilerde, açık yıldız kümelerinin yoğunluğu gaz yoğunluğunun yüksek olduğu yerlerde yüksek olmasına rağmen galaksinin her yerinde bulunabilirler. Eliptik galaksilerde açık yıldız kümesi görülmez çünkü eliptik galaksilerde yıldız oluşumu milyonlarca yıl önce durmuştur. Bizim galaksimizde kümelerin dağılımı yaşlarına bağlıdır, yaşlı kümeler tercihen galaktik merkezden büyük uzaklıklarda bulunurlar. Gelgitsel kuvvetler galaksi merkezinin yakınlarında daha büyüktür ve bu kümelerin parçalanma oranını da arttırır. Ayrıca kümelerin parçalanmasına neden olan dev moleküler bulutlar, galaksinin iç bölgelerinde konsantreleşmişlerdir. Bu nedenle galaksinin iç bölgelerinde bulunan kümeler, dış bölgelerdeki benzerlerine nazaran daha gençken yok olurlar.

Açık yıldız kümeleri, kapsadığı yıldızlar ömürlerinin sonuna gelmeden yok olma yatkınlığında olduğundan onlardan gelen ışık genç, sıcak mavi yıldızların egemenliği altına girer. Bu yıldızlar çok büyüklerdir ve en kısa yaşam süresine sahiptirler. ( birkaç on milyon yıl). Yaşlı açık yıldız kümeleri daha fazla sarı yıldız içermeye eğilimlidir.
Bazı açık yıldız kümeleri kümenin geri kalanından çok daha genç görünen sıcak mavi yıldızlar bulundurur. Bu mavi başıboşlar küresel kümelerde de gözlenmiştir. Ve yıldızlar çarpıştığında, küresel kümenin en yoğun çekirdeklerinden daha sıcak ve daha devasa bir yıldız olarak ortaya çıkacaklarına inanılır. Ancak açık yıldız kümelerindeki yıldız yoğunluğu, küresel kümelerdekinden çok daha düşüktür ve yıldız çarpışmaları, gözlemlenen mavi başıboşların sayısını açıklayamaz. Bundan ziyade birçoğunun, diğer yldızlarla olan dinamik etkileşimlerin ikili sistem oluşturması ve tek bir yıldız olarak birleşmesi sonucu oluştuğu düşünülebilir.
Bir kere nükleer füzyondan kaynaklı hidrojen tedariği tükendiğinde, orta ve düşük kütleli yıldızlar dış kabuklarını gezegenimsi nebula oluşturmak ve beyaz cücelere dönüşmek için saçarlar. Üyelerinin çoğu beyaz cüce seviyesine gelmeden birçok küme yok olmasına rağmen; kümenin yaşı ve yıldızların tahmini ilk kütle dağılımı verildiğinde, açık yıldız kümesindeki beyaz cücelerin sayısı yine de genellikle beklenenin çok altında kalır. Bir kırmızı devin gezegenimsi nebula olmak amacıyla dış katmanını çıkartmasıyla, madde kaybında oluşan zayıf asimetri yıldıza onu kümeden uzaklaştırmaya yetecek güçte bir ‘’tekme’’ atması ve yıldızın kümeden uzaklaşması, beyaz cüce eksikliğinin bir muhtemel açıklamasıdır.
Yüksek yoğunluklarından dolayı, bir açık yıldız kümesinde yıldızlar arasında yakın rastlantılar olması yaygındır. Bir tipik 1000 yıldızlı ve 0.5 parsek yarı-kütle yarıçaplı kümede, ortalama olarak bir yıldız bir diğer üyeyle her 10 milyon yılda bir rastlaşır. Bu sayı daha yoğun kümelerde daha yüksektir. Bu rastlaşmalar yayılmış yıldız çevresi disklerinde ( genç yıldızlarla çevrelenmiş madde ) önemli bir etkiye sahiptir. Büyük disklerin gelgitsel nedenlerle yörüngelerindeki küçük sapmalar, sıcak yıldızdan 100 AU ya da daha fazla uzaklıkta ortaklıklar üreterek , büyük gezegenlerin ve kahverengi cücelerin oluşumuna neden olur.

Çoğu açık yıldız kümesi, sistemin kurtulma hızı sistemi oluşturan yıldızların ortalama hızından daha küçük olacak şekilde, doğası gereği kararsızdır. Bu kümeler birkaç milyon yıl içinde hızlıca yok olurlar. Birçok durumda, sıcak genç yıldızların radyasyon basıncıyla oluşan kümelerden gazın sıyrılması, kümenin kütlesini hızlı yok olmaya olanak sağlayacak kadar azaltır.
Çevreleyen nebulası buharlaşmış, çekimsel bağımlı olmak için yeterli kütlesi olan kümeler on milyonlarca yıl bağımsız kalabilirler. Ancak zamanla, iç ve dış süreçler onları yok etme eğilimindedir. İç süreç olarak, yıldızlar arasındaki yakın rastlantılar bir üyenin hızınıkümenin kurtulma hızının ötesine çıkarabilir. Bu olay küme elemanlarının kademeli ‘buharlaşma’sına neden olur.
Dış süreç olarak ise, yaklaşık her yarım milyar yılda bir açık yıldız kümesinin moleküler buluta çok yakın geçme gibi dış faktörlerden dolayı yok olması örnek olarak verilebilir. Yakın bir rastlaşmadan üretilen çekimsel gelgit kuvvetleri, kümeyi yok etme eğilimindedir. Sonunda küme bir yıldız akıntısına dönüşür, tam bir küme olmaya yeterli değildir ancak cok benzeridir ve benzer yönlerde ve benzer hızlardadır. Kümenin yok olma zaman ölçütü ilk yıldız yoğunluğuna bağlıdır ve daha sıkı olarak sıkıştırılmış kümeler daha uzun süre dayanır. Orijinal küme elemanlarınn yarısı yok olduktan sonra, kümenin tahmin edilen yaşam süresi orijinal yoğunluğa bağlı olarak 150-800 milyon yıldır.
Küme çekimsel olarak bağımsız hale geldikten sonra elemanlarının çoğu benzer yörüngelerde uzayda hareket etmeye devam edecektir; bu durum yıldız birliği , hareketli küme ya da hareketli grup olarak adlandırılır. Büyükayı takımyıldızındaki en parlak yıldızlardan bazıları, daha önceden şimdi bir yıldız birliği olan bir kümenin elemanlarıydı. Sonuç olarak, onların az ölçüde farklı göreceli hızları onları galaksi boyunca görülebilir yapmıştır. Eğer benzer hızlara ve yaşlara sahip olduklarını keşfedebilirsek bir geniş küme yıldız akıntısı olarak adlandırılabilir, eğer keşfedeilemezse alakasız yıldızlar olarak kalırlar.

Hertzsprung-Russell grafiği bir açık yıldız kümesi için çizildiğinde, çoğu yıldız ana dizi üzerinde yer alır. En büyük yıldızlar evrimleşmeye başlarayak ana diziden ayrılırlar ve kırmızı devler olurlar, ana diziden ayrılış sırasındaki pozisyonları kümenin yaşını hesaplamada kullanılabilir.
Açık yıldız kümesindeki yıldızlar Dünya’dan yaklaşık aynı uzaklıkta ve benzer yaşta oldukları için ve yaklaşık olarak aynı yaşta ve aynı maddeden oluşmuş olmalarına rağmen, aynı yıldız kümesindeki yıldızların farklılıklarının sebebi kütleleridir. Bir yıldızı diğeriyle karşılaştırırken çoğu parametrenin sabit olması yıldız evriminin incelenmesinde açık yıldız kümelerini kullanışlı yapar.
Açık yıldız kümesi yıldızlarındaki lityum ve berilyum zenginliği çalışması, yıldız evrimleşmesi ve onların iç yapıları hakkında önemli ipuçları verir. Hidrojen çekirdeği sıcaklık 10 milyon Krlvine kadar ulaşmadan helyum oluşturmak için birleşmezken, lityum ve berilyum sırasıyla 2.5 milyon K ve 3.5 milyon K sıcaklıklarında parçalanırlar. Ve bu durum, lityum ve berilyum zenginliğinin yıldızın içindeki karışım oranına bağlı olduğu anlamına gelir. Açık yıldız kümesi yıldızlarındaki zenginlikleri üzzerinde çalışılırken, yaş ve kimyasal birleşim gibi değişkenler sabitlenir.
Çalışmalar göstermiştir ki bu ışık elementlerinin zenginliği yıldız evriminin tahmin edilen değerinden çok daha düşüktür. Bu tahmin edilenden az olan zenginliğin sebebi tam olarak anlaşılamamışken, yıldız içlerindeki yayılımların radyasyonun enerji taşınımında dominant olduğu bölgelere geçişi bir muhtemel açıklamadır.

Astronomik cisimlerin uzaklığının hesaplanması onları anlamada çok önemlidir, ancak bu cisimlerin büyük birçoğunluğunun uzaklıkları direkt bir hesaplamadan çok uzaktır. Astronomik mesafe ölçeğinin ayarlanması en yakın cisimlere dayalı dolaylı ve bazen kesin olmayan ölçümler dizisinden oluşur. Açık yıldız kümeleri bu dizideki olmazsa olmaz adımdır.
En yakın açık yıldız kümelerinin uzaklıkları bir ya da iki metodla direkt olarak ölçülebilir. Bunlardan ilki ; yakın açık yıldız kümelerinin paralaksı (bir kimsenin gözünden çıkan, biri yer kürenin merkezinde öbürü yeryüzünde bulunan iki doğrunun bir gökcisminin merkezinde birleşerek oluşturdukları açı.) ölçülebilir, diğer bireysel yıldızlar gibi. Pleiades , Hyades ve birkaç küme daha yaklaşık 500 ışık yılı içinde bu metodu uygulamaya uygundurlar. Ve Hipparcos pozisyon-ölçme uydusu birçok küme için yanlışsız uzaklıktadır.
Diğer direkt yöntem hareketli küme metodu olarak adlandırılır. Bu yöntem kümedeki yıldızların uzayda ortak bir hareket paylaştığı esasına dayanır. Küme elemanlarının uygun hareketlerini ölçmek ve bariz hareketlerini uzay boyunca çizmek bir ufuk noktas