Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, se caracterizan sobre todo por las variaciones en la intensidad de las líneas de hidrógeno que se dan por toda la secuencia. Además, las líneas de otros elementos llegan a ser notables en diferentes etapas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.

Clase O

    Este grupo se caracteriza en primer lugar por las líneas de helio, oxígeno y nitrógeno, además de las líneas de hidrógeno. El grupo O que comprende estrellas muy calientes, incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante de hidrógeno y helio, como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B

    En este grupo las líneas de helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidece progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas de hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella e Orionis.

Clase A

    Este grupo comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

Clase F

   En este grupo son fuertes las llamadas líneas H y K de calcio y las líneas características de hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es d Aquilae.

Clase G

    Este grupo comprende estrellas con fuertes líneas H y K de calcio y líneas de hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina con frecuencia estrellas de tipo solar.

Clase K

   A este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuertes líneas de calcio y líneas que indican la presencia de otros metales. La luz violeta del espectro es menos intensa, comparada con la luz roja de las clases antes mencionadas. Este grupo está tipificado por Arturo ó a bootis.

Clase M

    Este grupo comprende estrellas con espectros dominados por bandas que resultan de la presencia de moléculas de óxidos metálicos, sobre todo las de óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse, a Orionis, es típica de este grupo.

    Todas estas características son compatibles con la conclusión de que las estrellas de estas clases son todas de similar composición química y están organizadas en un orden de temperatura de más caliente a más frío. Las temperaturas de la superficie de varios grupos son aproximadamente las siguientes: O, 22.200 °C; B, 13.900 °C; A, 10.000 °C; F, 6.650 °C; G, 5.540 °C; K, 3.870 °C; y M, 1.760 °C. La temperatura en el centro de la estrella media es de unos 20.000.000 °C.

Cúmulos estelares

    Los dos cúmulos abiertos más conocidos son las Pléyades y las Hiadas, ambos observables a simple vista, en la constelación Tauro. El cúmulo de las Hiadas se encuentra a unos 150 años luz de la Tierra y posee un diámetro aparente de 5 º, unas diez veces el tamaño aparente de la Luna; el diámetro real del cúmulo es de unos 15 años luz. El cúmulo de las Pléyades (popularmente conocido como las ‘Siete Hermanas’) posee un diámetro real similar, pero se encuentra a una distancia de unos 400 años luz y, por tanto, su diámetro aparente es de 2 º. Se estima que la edad de las Hiadas es de unos 660 millones de años. El cúmulo de las Pléyades es mucho más joven y se formó durante los últimos 80 millones de años; la edad de los miembros más calientes y brillantes no supera unos pocos millones de años.

    Los cúmulos abiertos se forman a partir de nubes de gas y polvo en los brazos de una galaxia espiral. Regiones más densas de la nube se contraen bajo el tirón hacia el interior ejercido por su propia gravedad, dando lugar ocasionalmente a estrellas individuales. La nebulosa de Orión es un ejemplo de una región en la que todavía se está produciendo la formación de estrellas. En el centro de la nebulosa se encuentra un grupo de estrellas viejas conocido como el Trapecio. Dentro de la nebulosa hay suficiente cantidad de gas como para formar otros cientos de estrellas del mismo tipo.

    Se conoce como asociación estelar a la agrupación de estrellas que contiene cantidades parecidas a un cúmulo, pero distribuidas sobre áreas mucho mayores. A menudo se pueden encontrar cúmulos abiertos en el interior de una asociación, en zonas donde la densidad del gas a partir del cual se formó la asociación es mayor. Existen tres tipos principales de asociaciones: las asociaciones OB, que están formadas por estrellas masivas calientes de las clases espectrales O y B; las asociaciones R, que están formadas por estrellas de masa intermedia cuya luz es reflejada por el polvo que existe a su alrededor, y las asociaciones T, que están formadas por estrellas ligeras y jóvenes similares al Sol, siendo la estrella prototipo la T Tauri. Probablemente, todas las estrellas comienzan sus vidas formando parte de cúmulos o asociaciones, que se deshacen con el tiempo.

    Y a los cúmulos móviles como los miembros de un cúmulo nacen juntos, parece lógico que continúen moviéndose juntos por el espacio. Esto proporciona un método muy potente para hallar sus distancias. Si las estrellas se alejan de nosotros, parecen converger hacia un punto distante como resultado de la perspectiva. Midiendo el movimiento de las estrellas a lo largo de la línea de visión (sus velocidades radiales) —utilizando el efecto Doppler— y a través de la línea de visión (sus movimientos propios), según se mueven hacia el punto de convergencia, se pueden calcular sus distancias a nosotros a partir de la geometría simple. Esta técnica se conoce como el método del cúmulo móvil, y funciona bien, en particular para las Hiadas, que es un cúmulo grande y relativamente cercano. De hecho, el hallazgo de la distancia a las Hiadas por este método constituye un paso importante en la construcción de la escala de distancias del Universo.

    Los observados hasta la fecha los tengo catalogados en el siguiente fichero adjunto. Debido a su tamaño he preferido dividirlos en grupos de 200.

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Cúmulos globulares

    Es un grupo esférico o casi esférico de estrellas viejas. Contienen entre 100.000 y 10 millones de estrellas y poseen diámetros de unos 100 años luz. Los dos cúmulos más brillantes, ambos observables a simple vista, se encuentran en el hemisferio austral: w Centauri y 47 Tucanae. El cúmulo globular más destacable del hemisferio boreal es el M 13, en la constelación Hércules, que puede apreciarse a simple vista en una noche despejada. En los cúmulos globulares, la concentración de estrellas en la parte central puede ser 100.000 veces mayor que en la región del espacio ocupada por nosotros, y desde la perspectiva terrestre puede parecer que las estrellas se fusionan entre sí.

    Los cúmulos globulares se encuentran en un halo esférico en torno a nuestra galaxia, la Vía Láctea, y siguen órbitas elípticas en torno a su centro. En nuestra galaxia se conocen unos 140 cúmulos globulares conocidos, aunque muchos de ellos pueden estar ocultos a la vista por nubes de polvo y gas. También pueden verse cúmulos globulares alrededor de otras galaxias. Las galaxias en espiral poseen un número de cúmulos globulares similar al de nuestra galaxia, pero las galaxias elípticas pueden tener hasta diez veces más.

    Los cúmulos globulares contienen algunas de las estrellas más antiguas de nuestra galaxia, con edades de 10.000 millones de años o más, más de dos veces la edad del Sol. Ese tipo de estrellas tan antiguas se dice que pertenecen a la población II. La edad de un cúmulo puede estimarse mediante la representación de sus estrellas en un diagrama de Hertzsprung-Russell. Dado que la velocidad de evolución de una estrella depende de su masa, el punto en el que la estrella comienza a salirse de la secuencia principal para convertirse en una estrella gigante, muestra la edad del cúmulo.

    Un signo que muestra que un cúmulo globular se encuentra en una edad muy avanzada es que se encuentre libre de gas y polvo interestelar, elementos que intervienen en la creación de nuevas estrellas. Otro signo es que las estrellas que lo forman contengan cantidades muy pequeñas de elementos más pesados que el helio y el hidrógeno. El Sol, una estrella relativamente nueva, posee una proporción mayor de elementos pesados que los miembros de los cúmulos globulares.

    Los cúmulos globulares se cree que se formaron cuando la inmensa nube de polvo y gas que dio lugar a nuestra galaxia estaba colapsando en la forma aplanada que posee en la actualidad. Como el Sol está en la zona exterior de la galaxia, la mayoría de los cúmulos se encuentra en una mitad del cielo hacia el centro de la galaxia; son más numerosos en las constelaciones Escorpius, Sagittarius y Ophiuchus. De hecho, el astrónomo estadounidense Harlow Shapley dedujo el tamaño y la extensión reales de nuestra galaxia, y nuestra posición en la misma, a partir del estudio de la distribución de cúmulos globulares. Las distancias a los cúmulos globulares pueden hallarse gracias a que contienen un tipo de estrellas variables, las estrellas RR Lyrae, que poseen una luminosidad conocida.

    Cuando las estrellas se mueven en el campo gravitacional del cúmulo pasan muy cerca unas de las otras, inevitablemente. Ese tipo de encuentros afecta a la evolución de las estrellas y a la del cúmulo como un todo. Como resultado, en los cúmulos pueden encontrarse muchos tipos de estrellas poco habituales. Entre ellas se encuentran unas estrellas de la secuencia principal cuyo desarrollo parece haberse retrasado: sus masas relativamente grandes implican que en este momento ya deberían haber evolucionado para convertirse en gigantes. Ese tipo de estrellas probablemente comenzó a existir con una masa menor y, por tanto, ha recibido materia de su pareja en un sistema binario cerrado, o de una fusión con otra estrella. Otros casos en los que se produce transferencia de masa entre dos estrellas son unos púlsares que rotan en unas pocas milésimas de segundo gracias a que han sido impulsados por materia incidente, y binarias de rayos X. Ambos tipos de objetos son comunes en los cúmulos globulares.

    En alguna de las etapas tardías de la vida de un cúmulo globular, las estrellas de su interior se acercan entre sí en un fenómeno conocido como colapso nuclear. Esto puede conducir a densidades 100 veces superiores a las habituales en los centros de los cúmulos globulares normales, esto es, unas 30.000 estrellas por año luz cúbico, frente a las 3 estrellas por mil años luz cúbicos existentes en la región donde se encuentra el Sol.

    Los observados hasta la fecha los tengo catalogados en el siguiente fichero adjunto. Debido a su tamaño he preferido dividirlos en grupos de 200.

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Nebulosas difusas y planetarias

La nebulosa es una masa localizada de gases y pequeñas partículas de polvo que se puede encontrar en prácticamente cualquier lugar del espacio interestelar. Antes de la invención del telescopio, el término nebulosa se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Como consecuencia de esto, a muchos objetos que ahora sabemos que son cúmulos de estrellas o galaxias se les llamaba nebulosas.

    Se han detectado nebulosas en casi todas las galaxias, incluida la nuestra, la Vía Láctea.

   Dependiendo de la edad de las estrellas con las que están asociadas, las nebulosas se pueden clasificar en dos grandes grupos:

            Las asociadas a estrellas muy evolucionadas: nebulosas planetarias y remanentes de supernovas. A las nebulosas planetarias se les llama así porque muchas de ellas se parecen a los planetas cuando son observadas a través de un telescopio, aunque de hecho son capas de material de las que se desprendió una estrella evolucionada de masa media durante su última etapa de evolución de gigante roja antes de convertirse en enana blanca. La nebulosa del Anillo, en la constelación de Lira, es una planetaria típica que tiene un periodo de rotación de 132.900 años y una masa de unas 14 veces la masa del Sol. En la Vía Láctea se han descubierto varios miles de planetarias. Más espectaculares, pero menores en número, son los fragmentos de explosiones de supernovas (remanentes de supernovas), y quizás la más famosa de éstas sea la nebulosa del Cangrejo, en Tauro, que se desvanece a razón de un 0,4% anual. Las nebulosas de este tipo son radiofuentes intensas, como consecuencia de las explosiones que las formaron y los probables restos de púlsares en que se convirtieron las estrellas originarias.

     Las asociadas a estrellas muy jóvenes, algunas incluso todavía en proceso de formación: objetos Herbig-Haro y nubes moleculares. Los objetos Herbig-Haro, que deben su nombre al astrónomo mexicano Guillermo Haro y a su colega estadounidense G. Herbig, son pequeñas nebulosas muy brillantes que se encuentran dentro de densas nubes interestelares y son, probablemente, el producto de chorros de gas expelidos por estrellas en proceso de formación. Las nubes moleculares son, por su parte, extremadamente grandes, de un ancho de muchos años luz, con un perfil indefinido y una apariencia tenue y neblinosa.

    Si se atiende al proceso que origina la luz que emiten, las nebulosas se pueden clasificar en:

   Las nebulosas de emisión son aquéllas en las que la radiación proviene del polvo y los gases ionizados como consecuencia del calentamiento a que se ven sometidas por estrellas cercanas muy calientes. Algunos de los objetos más sorprendentes del cielo, como la nebulosa de Orión, son nebulosas de este tipo. Las corrientes de materia en estas nebulosas se entremezclan en rumbos violentos y caóticos.

    Las nebulosas de reflexión reflejan y dispersan la luz de estrellas poco calientes de sus cercanías. Las Pléyades de Tauro son un buen ejemplo de estrellas brillantes en una nebulosa de reflexión.

    Las nebulosas oscuras son nubes poco o nada luminosas, que se representan como una mancha oscura, a veces rodeada por un halo de luz. La razón por la que no emiten luz por sí mismas es que las estrellas que hay detrás se encuentran a demasiada distancia para calentar la nube. Una de las más famosas nebulosas oscuras es la nebulosa de la Cabeza de Caballo, en Orión, llamada así por el perfil que tiene la masa oscura que se sitúa delante de otra región nebular más brillante. Toda la franja oscura que se observa en el cielo cuando miramos el disco de nuestra galaxia es una sucesión de nebulosas oscuras.

    Los observados hasta la fecha los tengo catalogados en el siguiente fichero adjunto. Debido a su tamaño he preferido dividirlos en grupos de 200.

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Galaxias

    En un enorme conjunto de cientos o miles de millones de estrellas, todas interaccionando gravitatorialmente y orbitando alrededor de un centro común. Todas las estrellas visibles a simple vista desde la superficie terrestre pertenecen a nuestra galaxia, la Vía Láctea. El Sol es solamente una estrella de esta galaxia. Además de estrellas y planetas, las galaxias contienen cúmulos de estrellas, hidrógeno atómico, hidrógeno molecular, moléculas complejas compuestas de hidrógeno, nitrógeno, carbono y silicio entre otros elementos, y rayos cósmicos.

    Un astrónomo persa, Al-Sufi, ha sido reconocido como el primero en describir el débil fragmento de luz en la constelación Andrómeda que sabemos ahora que es una galaxia compañera de la nuestra. En 1780, el astrónomo francés Charles Messier publicó una lista de objetos no estelares que incluía 32 objetos que son, en realidad, galaxias. Estas galaxias se identifican ahora por sus números Messier (M); la galaxia Andrómeda, por ejemplo, se conoce entre los astrónomos como M31.

    En la primera parte del siglo XIX, miles de galaxias fueron identificadas y catalogadas por William y Caroline Herschel, y John Herschel. Desde 1900, se han descubierto en exploraciones fotográficas gran cantidad de galaxias. Éstas, a enormes distancias de la Tierra, aparecen tan diminutas en una fotografía que resulta muy difícil distinguirlas de las estrellas. La mayor galaxia conocida tiene aproximadamente trece veces más estrellas que la Vía Láctea.

    En 1912 el astrónomo estadounidense Vesto M. Slipher, trabajando en el Observatorio Lowell de Arizona (EEUU), descubrió que las líneas espectrales de todas las galaxias se habían desplazado hacia la región espectral roja. Su compatriota Edwin Hubble interpretó esto como una evidencia de que todas las galaxias se alejaban unas de otras y llegó a la conclusión de que el Universo se expandía. No se sabe si continuará expandiéndose o si contiene materia suficiente para frenar la expansión de las galaxias, de forma que éstas, finalmente, se junten de nuevo.

    Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de las galaxias sólo se detecta la luz mezclada de todas las estrellas; sin embargo, las más cercanas muestran estrellas individuales. Las galaxias presentan una gran variedad de formas. Algunas tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas galaxias llamadas elípticas contienen una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a enanas, internacionalmente están catalogadas con la letra E seguida de un subíndice que va del 0 al 9 en función de su elipse.

    Por el contrario las galaxias espirales clasificadas con la letra S, son discos achatados que contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también una gran población de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las estrellas. Con frecuencia, las regiones que contienen estrellas jóvenes brillantes y nubes de gas están dispuestas en grandes brazos espirales que se pueden observar rodeando a la galaxia. Generalmente, un halo de débiles estrellas viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más pequeña que emite dos chorros de materia energética en direcciones opuestas.

    Otras galaxias en forma de disco se denominan irregulares. Estas galaxias tienen también grandes cantidades de gas, polvo y estrellas jóvenes, pero su disposición no es en forma de espiral. En general están situadas cerca de galaxias más grandes y su apariencia es probablemente el resultado de la perturbación gravitatoria debida a galaxias con más masa. Algunas galaxias muy singulares se sitúan en grupos cerrados de dos o tres, y las interacciones de sus mareas han causado distorsiones de los brazos espirales, produciendo discos combados y largas colas en forma de serpentinas.

   Los observados hasta la fecha los tengo catalogados en el siguiente fichero adjunto. Debido a su tamaño he preferido dividirlos en grupos de 200.

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Observaciones ordenadas por constelaciones

    A continuación, en la tabla I, están representadas todas las observaciones que he realizado hasta la fecha;  ordenadas por constelaciones ya que resulta mucho más fácil el poder hallar cualquier observación. Para localizarlas están representadas sus abreviaturas aceptadas por la I.A.U.

Está, también, disponible en mi web la nomenclatura latina, nominativa y el genitiva de todas las constelaciones, para su uso más corriente.

    Y también las observaciones telescopicas ordendas por constelaciones con breves comentarios sobre mitología, historia y caracterísiticas.

Constelaciones Andromeda Antlia Apus Aquarius Aquila Ara Aries Auriga Bootes Caelum Camelopardalis Cancer Canis Major Canis Minor Canes Venatici Capricornius Carina Cassiopea Centaurus Cepheus Cetus Chamaleon Circinus Columba Coma Berenice Corona Australis Corona Borealis Corvus Crater Crux Cygnus Delphinus Dorado Draco Equuleus Eridianus Fornax Gemini Grus Hercules Horologium Hydra Hydrus Indus Lacerta Leo Leo Minor Lepus Libra Lupus Lynx Lyra Mensa Microscopium Monoceros Musca Norma Octans Ophiuchus Orion Pavus Pegasus Perseus Phoenix Pictor Piscis Piscis Austrinus Puppis Pyxis Reticulum Sagitta Sagittarius Scorpius Scultor Scutum Serpens Caput Serpens Cauda Sextans Taurus Telescopium Triangulum Triangulum Australe Tucana Ursa Major Ursa Minor Vela Virgo Volans Vulpecula

Masm © (Ultima actualización 03-ene-2004)