bulutun içinde kapsanmış durumda olabilir ve o moleküler bulutun H 2 bölgesi oluşturmasına ışık tutar. Zaman içinde kümeden yayılan radyasyon basıncı moleküler bulutu dağıtır. Genel anlamda radyasyon basıncı kalan gazı uzaklaştırmadan önce, gaz bulutunun kütlesinin yüzde 10’u yıldızlar halinde bir araya gelecektir.

Açık yıldız kümeleri yıldız evrimi çalışmasının anahtar nesneleridir. Küme üyelerinin yaşı ve kimyasal bileşimi benzer olduğundan, üyelerin özellikleri (uzaklık, yaş, metallik özellikleri, sönme gibi ) yalnız yıldızlarınkinden daha kolay şekilde belirlenebilir. Birkaç açık yıldız kümesi çıplak gözle görülebilir. Örneğin Pleiades, Hyades, Alpha Persei kümesi. Diğer bazı kümeler, örneğin Double küme, alet yardımı olmaksızın zorlukla fark edilebilir. Birçoğu da teleskop veya dürbün kullanılarak görülebilir, örneğin Yaban Ördeği kümesi.

Önemli bir açık yıldız kümesi olan Pleiodes’în bir yıldız grubu olarak fark edilmesi antik zamanlara dayanır. Taurus'un kısımlarını oluşturan Hyodes ise en yaşlı takılyıldızlardan biridir. Diğer açık yıldız kümeleri, ilk astronotlar tarafından çözünmemiş belirsiz ışık parçaları şeklinde tanımlanmışlardır. Roman astronot Ptolemy; Praesepe Perseus'ûn içindeki Double ve Ptolemy yıldız kümelerinden bahsederken, İranlı gök bilimci Al-sufi Omicron Velorum yıldız kümesi hakkında yazmıştır. Ancak bu bulutsuları çözmek ve onları oluşturan yıldızları anlamak için teleskopun icadı gerekiyordu. Aslında 1603’te Johann Bayer bu üç açık yıldız kümesini tek yıldızlarmış gibi belirtmiştir.

1609'da teleskopu kullanarak gece göğünü gözlemleyen ve gözlemlerini kaydeden ilk insan İtalyan bilim adamı Galileo Galilei dir. Galileo teleskopunu Ptolemy’nin bahsettiği bulutlara çevirince, aslında onların tek yıldızlar değil, birkaç yıldızın oluşturduğu gruplar olduğunu ortaya çıkarmıştır. Galileo Praesepe için 40 tan fazla yıldız bulmuştur. Daha önceki gözlemciler Pleiades için 6-7 yıldız kaydederken , Galileo yaklaşık 50 tane bulmuştur. 1610 da bilimsel eseri Sidereus Nuncius da Galileo, galaksinin yıldız kümelerinde bir araya gelmiş sayısız yıldızın çokluğundan başka bir şey olmadığını yazmıştır.

Galileo’nun çalışmalarından etkilenen Sicilyalı gökbilimci Giovanni Hodierna teleskopu kullanarak daha önce bulunmamış olan açık yıldız kümelerini bulan muhtemel ilk astronomdur.

1654’te Giovanni Hodierna günümüzde Messier 41, Messier 47, NGC 2362 ve NGC 2451 isimlerini almış nesneleri tanımlamıştır.

1767’de İngiliz bilimci John Michell tek bir yıldız grubunun şans eseri dizilmesinin bir sonucu olarak Dünya’dan görülmesinin olasılığının 496000 de 1 olarak hesaplamıştır ve bunun sonucunda yıldız kümelerindeki yıldızların fiziksel bir bağ içinde olduğu anlaşılmıştır. 1774-1781 tarihleri arasında, Fransız astronom Charles Messier bulutsu görünüşleri yıldızlara benzeyen gök cisimlerinin bir kataloğunu yayınlamıştır. Bu katalog 26 açık yıldız kümesini içermiştir. 1290'lı yıllarda İngiliz gökbilimci William Herschel bulutsu gökcisimleri hakkında geniş bir çalışmaya başlamıştır. Herschel bu yapıların bireysel yıldızların grupları olduğunu keşfetmiştir. Herschel yıldızların başlangıçta birer dağınık alan olduğu, ama sonrasında yerçekimi kuvvetinin etkisiyle yıldız sistemleri gibi bir araya gelip kümeleştiği düşüncesini kabul etmiştir. Ve bulutsuları sekiz ayrı sınıfta incelemiştir. VI den VIII e kadar olan sınıflar yıldız kümelerini incelemek için kullanılmıştır.

Bilinen yıldız kümesi sayısı gök bilimcilerin çabasıyla artmaya devam etmiştir. 1888 de astronom J. L. E. Dreyer ın yayınladığı New General Catalogue ‘ da yüzlerce açık yıldız kümesi listelenmiştir. 1896 da ve 1905 te olmak üzere yardımcı katalog olan İndex catalogue iki kez yayınlanmıştır. Teleskopik gözlemler iki farklı küme türünün olduğunu açığa çıkarmıştır. Bunlardan ilki binlerce yıldızı düzenli, küresel bir dağılımda kapsayan ve gökyüzünün her yerinde rastlanan bir türdür, ama tercihen Samanyolu Galaksisinin merkezine doğrulardır. Diğer tür ise genellikle ayrıklı dağılımı olan yıldızlardan oluşmuştur ve daha düzensiz bir şekle sahiptir. Bu tür genellikle Samanyolu Galaksisinin galaktik düzleminde veya yakınında bulunur. Astronomlar ilk türe küresel kümeler diğer türe açık kümeler olarak adlandırmışlardır. Açık yıldız kümeleri konumlarından dolayı bazen galaktik kümeler olarak da adlandırılır, bu terim 1925’ de astronom Robert Julius Trumpler tarafından tanıtılmıştır.

Kümeler içindeki yıldızların pozisyonlarının mikrometre ölçümleri 1877 de Alman astronom E. Schönfefld tarafından yapılmış ve ABD'li astronom E.E.Bornard tarafından 1923’e kadar geliştirilmiştir. Bu çabalar doğrultusunda yıldızlara ait bir hareket belirtisi elde edilememiştir. 1918'de Amerikan-Hollandalı astronom Adriaan van Maanen, farklı zamanlarda çekilen fotoğrafları kıyaslayarak, Pleiades’ in bir bölümündeki yıldızların hareketini ölçebilmiştir. Astrometri daha kesin hale geldikçe, küme yıldızlarının uzayda ortak bir düzgün hareket paylaştığı ortaya çıkmıştır. Pleiades’in 1918 ve 1943’te çekilmiş fotoğraflarını kıyaslayarak, van Maanen düzgün hareketi kümenin ortalama hareketine benzer olan yıldızların kümenin birer elemanı olmasının muhtemel olduğu sonucuna ulaşmıştır. Spektroskopik ölçümlerin yaygın dairesel hızlara açıklık getirmesi, kümelerin grap şeklinde birbirine bağlı yıldızlardan oluştuğunu göstermiştir. Açık yıldız kümelerininilk renk-büyüklük şemaları 1911’ de Ejnar Hertzsprung tarafından yayınlanmıştır. Bu şemalar taslak olarak Pleiades ve Hyades yıldız kümelerini kullanmıştır. Hertzsprung açık yıldız kümeleri üstündeki çalışmalarına yayınladığı şemalardan sonra 20 yıl daha devam etmiştir. Spektroskopic bilgileri kullanarak, Hertzsprung açık yıldız kümelerinin hareketlerinin üst sınırını belirleyebilmiş ve bu cisimlerin toplam kütlesinin güneşin kütlesinin birkaç yüz katını geçmeyeceği tahmininde bulunmuştur. Ayrıca, yıldız rengi ve büyüklüğü arasında bir ilişki kurmuş ve 1925’te Hyades ve Praesepe'nin Pleiades’ten farklı yıldız hareketine sahip olduğunu fark etmiştir. Bu da üç kümenin yaşlarının farklılığı olarak yorumlanmıştır.

Bir açık yıldız kümesinin oluşumu, dev moleküler bulutun bir kısmının çökmesiyle başlar. Dev moleküler bulut, güneşin kütlesinin binlerce katını kapsayan soğuk,yoğun bir gaz bulutu ve toz olarak tanımlanabilir. Bu bulutların yoğunlukları 102 - 106 nötral hidrojen molekülleri/ cm³ arasındadır, yıldız oluşumu gözlenen bölümlerdeki yoğunluk 104 molekül / cm³ ten büyüktür. Genellikle bulutun yüzde 1’i ile 10’u arasındaki bir hacim 104 mol / cm³ ten büyük yoğunluktadır. Çökmeden önce, bulutlar mekanik dengelerini magnetik alanlarda, türbülansta ve dönüşte korurlar. Dev moleküler bulutun dengesini birçok faktör bozabilir. Dengesi bozulan bulutta çökmeler tetiklenir ve yıldız oluşumunun yanmaları başlar; bunlar açık yıldız kümesi oluşumuyla sonlanır. Bahsedilen faktörlerden bazıları süpernova yakınından gelen şok dalgaları, diğer bulutların çarpışmaları ve yerçekimi kuvvetinin etkileşimleridir. Dışarıdan bir tetikleme olmadan da bulutun bölümleri çökme seviyesine ulaşabilir. Çöken bulut bölümleri basamaklı olarak daha küçük kümelere parçalanır, bu küçük kümeler özellikle yoğun bir yapı olan kızılötesi boyu bulutlar içerir. Ve çökme birkaç bin yıldızın oluşumuyla sonlanır. Yıldız oluşumları çöken bulutun içinde gizlenmeye başlar, bu oluşum ilkel yıldızların görünmesini engeller ancak kızılötesi gözlemine izin verir. Samanyolu Galaksisinde açık yıldız kümelerinin oluşum oranı birkaç bin yılda bir olarak tahmin edilmiştir.
Yeni oluşmuş, en sıcak ve en büyük yıldızlar yoğun bir mor ötesi radyasyon yayarlar. Bu mor ötesi radyasyon istikrarlı bir şekilde dev moleküler bulutun etrafını çevreleyen gazı iyonlaştırır ve h2 bölgesi oluşturur. Büyük yıldızlardan gelen yıldız rüzgarı ve radyasyon basıncı sıcak iyonize gazı, gazın içindeki ses hızıyla eşleşen bir hızla dağıtır. Birkaç milyon yıl sonra yıldız kümesi ilk çekirdek çökme süpernovasını tecrübe eder, bu da etraftaki gazları uzaklaştırır. Birçok durumda, bu süreçler gaz kümesini on milyon yıl süresince uzaklaştırır ve daha fazla yıldız oluşumu gözlenmez. Yine de oluşan ilkel yıldızımsı cisimlerin yarısından fazlası yıldız çevresi disklerle çevrelenmiş halde kalır ve çoğu ilave diskleri oluşturur. Bulut çekirdeğindeki gazların %30-40 ı yıldız oluşumunu sağladığı için, atık gazı uzaklaştırma işleminin yıldız oluşumuna zararı büyüktür. Bu sebeple, bütün kümeler önemli bir yeni oluşanların ağırlık kaybından muzdariptir, büyük birçoğunluksa yeni oluşanların ölümüyle karşı karşıya kalır. Bu noktada, bir açık yıldız kümesinin oluşumu yeni oluşan yıldızların birbirleriyle çekimsel bağlı olup olmadıklarına bağlıdır. Aksi durumda bağımsız yıldız birlikteliği ortaya çıkar. Pleiades gibi kümeler bile oluşurken ( gaz açığa çıktığında bağımsız duruma geçilir.) orijinal yıldızların sadece içine tutunmuştur. Genç yıldızlar doğuş kümelerinden ayrılınca galaksi alanın nüfusunun bir parçası haline gelir.
Yıldız kümeleri galaksilerin temel yapıları olarak görülür çünkü çoğu yıldız kümeleşmemiştir. Birçok yıldız kümesini oluşumlarında şekillendirir veya yok edilen zararlı gaz çıkışları galaksinin biçimsel ve kinematik yapılarına izlerini bırakır. Açık yıldız kümelerinin çoğu en az 100 yıldız ve 50 veya daha fazla güneş kütlesiyle oluşur. En geniş kümeler 104 güneş kütlesine sahip olabilir. Çok büyük bir küme olan Westerlund 1,5*104 güneş kütlesi olarak tahmin edilmiştir: bu kütle küresel kümeninkine yakındır. Açık yıldız kümeleri ve küresel yıldız kümeler iki ayrı grup oluştururken, aşırı seyrek bir küresel kümeyle çok zengin bir açık yıldız kümesini karşılaştırmak doğru olmaz. Bazı astronomlar her iki tip yıldız kümesinin aynı basit mekanizmayla oluştuğunu düşünürler; aradaki fark ise yüz binlerce yıldızı kapsayan çok zengin küresel kümelerin oluşumuna izin veren şartların artık Samanyolu Galaksisinde bulunmamasıdır. İki veya daha fazla ayrık açık yıldız kümesinin aynı moleküler buluttan oluşması yaygındır. Ge