¿Cómo se clasifican los objetos estelares en astronomía?
Objeto estelar joven
Los objetos estelares jóvenes son usualmente clasificados usando un criterio basado en la pendiente de su distribución espectral de energía, introducida por Lada C.J. and Wilking B.A. en 1984.  Ellos propusieron tres clases (I, II y III), basándose en los intervalos de valores del índice espectral formula_1: Clasificación estelar
En astronomía, la clasificación estelar es la clasificación de las estrellas en función de sus características espectrales. La radiación electromagnética procedente de la estrella es analizada mediante su división por un prisma o por una red de difracción en un espectro, mostrando así el arcoíris de color (espectro electromagnético visual) entremezclados con líneas de absorción. Cada línea indica un ion de un determinado elemento químico, junto con la intensidad de la línea que determina la abundancia de ese ion. La abundancia relativa de los diferentes iones varía con la temperatura de la fotosfera. La "clase espectral" de una estrella es un código corto que resume el estado de ionización, dando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera y la estrella. Espectro
En la espectroscopía astronómica, la fuerza, la forma y la posición de las líneas de absorción y emisión, así como la distribución general de energía espectral del continuo, revelan muchas propiedades de los objetos astronómicos. La clasificación estelar es la categorización de las estrellas en función de sus espectros electromagnéticos característicos. La densidad de flujo espectral se utiliza para representar el espectro de una fuente de luz, como una estrella.
Estrella variable irregular
Estrellas pulsantes de tipos espectrales tardíos (K, M, C y S). Se pueden dividir en dos categorías: Objeto astronómico
Un objeto astronómico es una entidad física significativa, una asociación o estructura que la ciencia ha confirmado que existe en el universo observable. Eso no significa necesariamente que la ciencia actual no refute su existencia. Se considera, a la luz de estudios más recientes, que algunos objetos astronómicos, como Themis o Neith, no existen. Se ha demostrado que otros, como Plutón o Ceres, son de una naturaleza totalmente diferente de lo que se había supuesto. En estos casos, la comunidad científica tiene que llegar a un consenso con respecto a la clasificación de estos objetos. Clasificación estelar
La descripción convencional del color tiene en cuenta solo el pico del espectro estelar. En realidad, sin embargo, las estrellas irradian en todas las partes del espectro. Debido a que todos los colores espectrales combinados parecen blancos, los colores aparentes reales que el ojo humano observaría son mucho más claros de lo que sugieren las descripciones de color convencionales. Esta característica de 'ligereza' indica que la asignación simplificada de colores dentro del espectro puede ser engañosa. Excluyendo las ilusiones de contraste de color en la luz tenue, no hay estrellas verdes, índigo o violetas. Las enanas rojas son de un profundo tono anaranjado, y las enanas marrones no parecen literalmente marrones, pero hipotéticamente parecerían de un gris tenue para un observador cercano. El sistema de clasificación moderno se conoce como la clasificación "Morgan-Keenan" (MK). A cada estrella se le asigna una clase espectral de la antigua clasificación espectral de Harvard y una clase de luminosidad utilizando números romanos como se explica a continuación, formando el tipo espectral de la estrella. Objeto Herbig-Haro
Los objetos Herbig-Haro (denominados comúnmente objetos HH) son nebulosas asociadas con estrellas recién formadas. Estas nebulosas son de vida muy corta, del orden de unos pocos miles de años y se forman por la interacción entre el gas expulsado por la estrella central con nubes de material gaseoso y polvo interestelar colisionando a velocidades de varios kilómetros por segundo ionizando el gas. Los objetos HH son fenómenos altamente variables en el tiempo y pueden evolucionar de manera perceptible en escalas de tiempo muy cortas de unos pocos años tal y como ha sido revelado por numerosas observaciones del telescopio espacial Hubble. Asteroide
Los asteroides se clasifican en función de su ubicación, composición o agrupamiento. Para la ubicación se toma como referencia la posición relativa de estos cuerpos respecto al Sol y los planetas. Para la composición se usan los datos extraídos de los espectros de absorción. Los agrupamientos se basan en los valores nominales similares del semieje mayor, la excentricidad y la inclinación de la órbita. Debido a su diminuto tamaño y gran distancia de la Tierra, casi todo lo que sabemos de ellos procede de medidas astrométricas y radiométricas, curvas de luz y espectros de absorción. Gaspra, en 1991, fue el primer asteroide visitado por una sonda espacial, mientras que dos años después Ida fue el primero en el que se confirmó la existencia de un satélite. Universo
En aquellas zonas de la órbita de una estrella en las que, por diversos motivos, no se ha producido la agrupación de la materia inicial en un único cuerpo dominante o planeta, aparecen los discos de asteroides: objetos rocosos de muy diversos tamaños que orbitan en grandes cantidades en torno a la estrella, chocando eventualmente entre sí. Cuando las rocas tienen diámetros inferiores a 50 m se denominan meteoroides. A consecuencia de las colisiones, algunos asteroides pueden variar sus órbitas, adoptando trayectorias muy excéntricas que periódicamente les acercan la estrella. Cuando la composición de estas rocas es rica en agua u otros elementos volátiles, el acercamiento a la estrella y su consecuente aumento de temperatura origina que parte de su masa se evapore y sea arrastrada por el viento solar, creando una larga cola de material brillante a medida que la roca se acerca a la estrella. Estos objetos se denominan cometas. En nuestro sistema solar hay dos grandes discos de asteroides: uno situado entre las órbitas de Marte y Júpiter, denominado el Cinturón de asteroides, y otro mucho más tenue y disperso en los límites del sistema solar, a aproximadamente un año luz de distancia, denominado Nube de Oort. Espectroscopia astronómica
Los planetas y asteroides brillan solo reflejando la luz del Sol. La luz reflejada contiene bandas de absorción debido a los minerales presentes en las rocas de los cuerpos rocosos, o a elementos y moléculas presentes en las atmósferas de los gigantes gaseosos. Los asteroides se pueden clasificar en tres tipos principales, de acuerdo a su espectro: los tipo C están compuestos por materiales carbonáceos; los tipo S consisten principalmente de silicatos; y los tipo M son 'metálicos'. Los asteroides de tipos C y S son los más comunes. Nebulosa variable
A cada uno de esos objetos estelares jóvenes se lo denomina también en la jerga astronómica empleando el acrónimo inglés que corresponde al mismo significado: "YSO" ("Young Stellar Object"). Pueden hallarse estos objetos en las nubes moleculares de los brazos espirales de la Vía Láctea, y solo aquellos más cercanos pueden ser observados. Sobre todo son detectables en el infrarrojo, y se hallan ocultos entre las nubes de polvo y gas de nuestra galaxia. Este fenómeno, no obstante, no está suficientemente estudiado, y hay que tener en cuenta que las variaciones se dan en una escala de tiempo relativamente breve, por lo que su observación habría de darse con más continuidad para que pudieran ser entendidas. Sistema binario (astronomía)
En astronomía, el término sistema binario se utiliza para referirse a dos objetos astronómicos que se encuentran tan próximos entre sí que están ligados por su fuerza gravitatoria, orbitando alrededor de un centro de masas común. Normalmente se utiliza para referirse a dos estrellas; en este caso el sistema recibe el nombre de estrella binaria. Sin embargo, el término puede aplicarse a un sistema formado por un planeta y un satélite natural, siempre y cuando este último sea excepcionalmente grande en comparación con el planeta. Otros tipos de sistemas binarios pueden ser dos asteroides de tamaño similar, dos estrellas de neutrones, o también dos objetos de distinta clase, como una estrella y un planeta, o una estrella y una estrella de neutrones. Viaje interestelar
Virtualmente todo el material que podría ser un problema se encuentra en nuestro sistema solar en la zona del disco que contiene a los planetas, el cinturón de asteroides, la nube de Oort, los cometas, asteroides libres, macro y micro meteoroides, etc. de tal forma que cualquier dispositivo o proyectil debe ser enviado en una dirección opuesta a todo este material. Cuanto más grande sea el objeto enviado, mayor es la posibilidad de que choque con algo. Una opción es enviar algo muy pequeño donde la posibilidad de chocar con algo sea virtualmente inexistente en el vacío del espacio interplanetario e interestelar. Objeto del espacio profundo
Tipos de objetos del espacio profundo:Están clasificados según el Catálogo Messier en 110 objetos y el Nuevo Catálogo General (NGC), mucho más completo, contiene cerca de 8000 objetos. Muchos de estos objetos y otros incluidos en catálogos más especializados, como el Catálogo General Uppsala (UGC), les permiten a los astrónomos aficionados demostrar sus dotes de observación y probar sus equipos. Los llamados maratones Messier se celebran durante unos determinados días del año y los observadores tratan de avistar los 110 objetos en una sola noche. Una prueba mucho más exigente basada en la lista está diseñada para poner a prueba telescopios mayores. Cuerpo parental
Los meteoritos pueden también ser comparados con la clasificación espectral de los asteroides. Para identificar el cuerpo parental de una clase de meteoritos, los científicos comparan su albedo y su espectro con otros cuerpos conocidos. Estos estudios muestran que algunas clases de meteoritos están cercanamente asociados a algunos asteroides. Los meteoritos HED, por ejemplo, están relacionados con el asteroide (4) Vesta. Otro método para clasificar los meteoritos de acuerdo a sus cuerpo parental es agrupándolos de acuerdo a su composición, con los tipos de cada hipotético asteroide agrupados en un gráfico. Estudiosos de la meteorítica han vinculado tentativamente meteoritos existentes a entre 100 y 150 cuerpos parentales; mucho menos del menor al millón de asteroides de más de un kilómetro de diámetro del Cinturón de asteroides. Este aparente sesgo muestral permanece en un área de activa investigación. Constelación
Dentro de la Astronomía Inca, existían dos tipos de constelaciones: Las Constelaciones Estelares o Brillantes constituidas por estrellas individuales de magnitudes muy brillantes, que por sí mismas constituían una “constelación” y de otras que agrupadas o unidas al modo occidental (de estrella a estrella) forman figuras en el cielo nocturno. El segundo tipo de constelaciones lo constituyen las condensaciones de polvo y gas interestelar que a manera de manchas oscuras ocupan espacios dentro de la Vía Láctea formando las llamadas Constelaciones Oscuras o Negras. Clasificación estelar
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan alguna estrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes. Estrella
La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades también muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. Astronomía
Atendiendo a la longitud de onda de la radiación electromagnética con la que se observa el cuerpo celeste la astronomía se divide en: Por orden alfabético del título de las obras: Objeto separado (transneptuniano)
En astronomía, los objetos separados (traducción no oficial del término inglés "detached object"), también denominados objetos transneptunianos separados de Neptuno, objetos de la nube de Hills u objetos del disco disperso extendido; son una clase dinámica de cuerpos del sistema solar exterior más allá de la órbita de Neptuno. Estos objetos tienen órbitas cuyos puntos de máximo acercamiento al Sol (perihelio) están a una distancia suficiente del de Neptuno que solo están moderadamente afectados por este y otros planetas: esto les hace parecer "independientes" del sistema solar. Objeto Herbig-Haro
Los objetos HH están formados principalmente por hidrógeno y helio, con tan sólo un 1% de la masa concentrada en elementos químicos más pesados. Cerca de la estrella central un 20-30 % del gas que conforma el objeto HH está ionizado disminuyendo esta proporción con la distancia. Esto implica que el material es ionizado en el chorro polar y se recombina al alejarse de la estrella en lugar de ser ionizado posteriormente por colisiones con el medio interestelar. Este segundo fenómeno ocurre sin embargo en algunos casos dando lugar a la formación de regiones extendidas brillantes en los extremos de los chorros. Estrella
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90 % para estrellas masivas y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja. Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación ha sido cuestionada al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214. Cinturón de asteroides
En pocos años, los astrónomos descubrieron dos nuevos objetos más, que casaban con el concepto de Herschel. El 1 de septiembre, Karl Harding halló Juno, y el 29 de marzo de 1807 Heinrich Olbers descubrió Vesta. Sin embargo, no se descubrió un nuevo objeto de esta naturaleza hasta 1845, con el hallazgo de Astrea por Karl Hencke el 8 de diciembre de dicho año. A partir de entonces, comenzaron a descubrirse multitud de estos objetos a medida que los telescopios se iban haciendo más potentes, hasta tal punto que a comienzos de la década de 1850 ya se habían descubierto más de una decena de ellos, por lo que el concepto de "asteroides" fue gradualmente sustituyendo al de planetas para clasificar a estos objetos. Objeto del espacio profundo
Objeto del espacio profundo (o del cielo profundo) es un término que suele utilizarse en astronomía amateur para referirse a los objetos celestes que no son del Sistema Solar (como los planetas, cometas y asteroides), ni estrellas individuales o sistemas de estrellas múltiples. Normalmente, esos objetos no son visibles a simple vista, pero los más brillantes pueden verse con un pequeño telescopio o incluso con unos binoculares potentes. Estrella de tipo O
Para ayudar con la clasificación de estrellas tipo O, se listan ejemplos estándar para la mayoría de los tipos definidos. La siguiente tabla da una de las estrellas estándar para cada tipo espectral. En algunos casos, no se ha definido una estrella estándar. Para los tipos espectrales O2 a O5.5, las supergigantes no se dividen en subtipos Ia / Iab / Ib. Los tipos espectrales subgigantes no están definidos para los tipos O2, O2.5 u O3. Las clases de luminosidad luminosa brillante no se definen para las estrellas más calientes que O6. Las estrellas tipo O son raras pero luminosas, por lo que son fáciles de detectar y hay una serie de ejemplos a simple vista. Estrella
Las estrellas sistémicas (que forman parte de un sistema estelar) pueden ser a su vez de dos tipos. Las "estrellas centrales" son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan "estrellas satélites". Encuesta astronómica
Una encuesta astronómica es un sondeo (' en inglés) de objetos astronómicos realizado con ayuda de telescopios y de satélites. Permite a los astrónomos establecer un catálogo de los objetos celestes, así como efectuar análisis estadísticos sobre estos últimos. Este tipo de enfoque es adecuado para detectar los movimientos de objetos como asteroides y cometas, así como las variantes de luminosidad de estrellas variables. Astronomía
La astronomía cercana abarca la exploración de nuestra galaxia, por tanto comprende también la exploración del Sistema Solar. No obstante, el estudio de las estrellas determina si estas pertenecen o no a nuestra galaxia. El estudio de su clasificación estelar determinará, entre otras variables, si el objeto celeste estudiado es «cercano» o «lejano». Clasificación estelar
Se ha propuesto un sistema de clasificación para las estrellas de neutrones utilizando números romanos: el tipo I para las estrellas de neutrones menos masivas con bajas tasas de enfriamiento, el tipo II para las estrellas de neutrones más masivas con tasas de enfriamiento más altas, y un propuesto tipo III para las estrellas de neutrones más masivas (posibles candidatas a ser estrellas exóticas) con tasas de enfriamiento más altas. Cuanto más masiva es una estrella de neutrones, mayor es el flujo de neutrinos que transporta. Estos neutrinos transportan tanta energía calórica que después de sólo unos pocos años la temperatura de una estrella de neutrones aislada cae del orden de los miles de millones a sólo alrededor de un millón de Kelvin. Este sistema de clasificación de estrellas de neutrones propuesto no debe confundirse con las anteriores clases espectrales Secchi y las clases de luminosidad Yerkes. Objeto separado (transneptuniano)
De esta manera, se diferencian sustancialmente de la mayoría de los objetos transneptunianos (TNOs), que forman un conjunto vagamente definido de las poblaciones que han sido perturbados en diversos grados en su órbita actual tras encuentros gravitacionales con los gigantes gaseosos, predominantemente Neptuno. Los objetos separados tienen perihelios más grandes que estas otras poblaciones de TNO, incluidos los objetos con resonancia orbital con Neptuno, como Plutón, los objetos del cinturón de Kuiper clásicos en órbitas no resonantes tales como Makemake y los objetos del disco dispersos como Eris. Estrella binaria
Una verdadera estrella binaria es aquella que gira con una órbita junto a otra estrella. Cuando se puede distinguir por medio de telescopios que las dos estrellas son binarias, este tipo de sistemas es llamado "binaria visual". En otros casos el método que es usado para determinar una estrella binaria es mediante el efecto Doppler de la luz emitida y se determina que la estrella es binaria gracias a un análisis de la espectroscopia de la estrella, este tipo de estrellas son llamadas "binarias espectroscópicas". Planeta interestelar
Algunos astrónomos se refieren a estos objetos como "planetas", generalmente porque creen que esos objetos eran los planetas que fueron expulsados de la órbita alrededor de una estrella. Varias simulaciones por ordenador sobre la formación de los sistemas planetarios han sugerido que algunos objetos de masa planetaria podrían ser expulsados al espacio interestelar. Algunos científicos han argumentado que esos objetos encontrados vagando en el espacio deben ser clasificados como "planetas"; sin embargo, otros han sugerido que podrían ser estrellas de baja masa. La definición de la UAI sobre planetas extrasolares no toma posición sobre la cuestión. Otros astrónomos opinan que la definición de "planeta" debería depender del estado actual del objeto, y no el de origen. Además, estos objetos pueden haberse formado por sí mismos a través de la nube de gas colapsada similar a la formación de estrellas, en cuyo caso nunca habrían sido planetas. Observación del cielo
Instálese una noche en un lugar apartado de las grandes ciudades para que sus ojos se acostumbren a la oscuridad y espere, relajado, observando la bóveda celeste. Observar la multitud de estrellas que constituyen la Vía Láctea es uno de los mayores espectáculos del firmamento. En verano verá una gigantesca franja lechosa e irregular que atraviesa la bóveda celeste, aspecto que le ha valido su nombre desde la Grecia Antigua. No son objetos celestes propiamente dichos ya que constituyen una agrupación arbitraria de estrellas para formar una figura, en general animal o mitológica. La nomenclatura de las constelaciones y las estrellas del Hemisferio Norte data de la Antigua Grecia. Los mapas disponibles en las tiendas dan, en función del día del año y de la hora de observación, una vista completa y orientada de las constelaciones visibles en ese momento. La iniciación a la astronomía pasa también por esta etapa y permite más tarde orientarse fácilmente en medio de todas las estrellas y localizar rápidamente el Norte celeste (la Estrella Polar), la galaxia de Andrómeda o la estrella más luminosa del cielo (Sirio, del Can Mayor), por ejemplo.Se pueden ver otros muchos fenómenos a ojo desnudo, como los cometas, interesantes y a veces magníficos como el cometa 1P/Halley, visto en 1910 y en 1986. Hay también diversos objetos (galaxias, cúmulos globulares y nebulosas) visibles a este nivel, pero únicamente bajo la apariencia de manchas lechosas salvo las Pléyades, en la constelación de Tauro, donde se distinguen las diferentes estrellas. Estrella de preones
Esta clase de objetos podrían ser detectados, en principio, mediante lentes gravitacionales o con rayos gamma. La existencia de las estrellas de preones podría explicar algunas incongruencias observacionales que actualmente se solucionan mediante la hipótesis de la materia oscura. Las estrellas de preones se originarían a causa de explosiones de supernova o en el big bang, aunque sería bastante complicado explicar la formación de estos objetos tan pesados y compactos. Tipo espectral (asteroides)
Los varios sistemas de clasificación existentes tratan de mantener cierta consistencia mutua. Algunos asteroides se ordenan en diferentes tipos dependiendo de los criterios particulares de cada sistema de clasificación. Las dos clasificaciones más ampliamente usadas son Tholen y SMASS. Estrella compacta
Los tipos de objeto que pertenecen a esta categoría son: Sistema estelar
El WMC de muestra está organizado jerárquicamente; la jerarquía utilizada se basa en separaciones o períodos orbitales observados. Dado que contiene muchas estrellas dobles visuales , que pueden ser ópticas en lugar de físicas, esta jerarquía puede ser solo aparente. Utiliza letras mayúsculas (A, B, ...) para el primer nivel de la jerarquía, letras minúsculas (a, b, ...) para el segundo nivel y números (1, 2, .. .) para el tercero. Los niveles posteriores usarían letras minúsculas y números alternados, pero no se encontraron ejemplos de esto en la muestra. [33] Clasificación estelar
Originalmente clasificadas como estrellas R y N, también son conocidas como "estrellas de carbono". Estos son gigantes rojos, cerca del final de sus vidas, en los que hay un exceso de carbono en la atmósfera. Las antiguas clases R y N se desarrollaron paralelamente al sistema de clasificación normal, desde aproximadamente la mitad de G hasta el final de M. Más recientemente, estas clases se han transformado en un clasificador de carbono unificado C con N0 a partir de aproximadamente C6. Otro subconjunto de estrellas de carbono frío son las estrellas de tipo C-J, que se caracterizan por la fuerte presencia de moléculas de CCN en CN]. Se conocen algunas estrellas de carbono de la secuencia principal, pero la gran mayoría de las estrellas de carbono conocidas son gigantes o supergigantes. Hay varias subclases: Luz estelar
La observación y medición de la luz de las estrellas a través de telescopios es la base de muchos campos de la astronomía, incluyendo fotometría y espectroscopía estelar. Hiparco no tenía un telescopio ni ningún instrumento que pudiera medir con precisión el brillo aparente, por lo que simplemente hizo estimaciones con los ojos. Clasificó las estrellas en seis categorías de brillo, que llamó magnitudes. Se refería a las estrellas más brillantes en su catálogo como estrellas de primera magnitud, que eran las estrellas más brillantes y aquellas tan débiles que apenas podía verlas eran estrellas de sexta magnitud. Constelación
En nuestros días, las constelaciones han perdido la importancia que años atrás poseían. Ahora los astrónomos profesionales se refieren a los objetos por su posición en la esfera celeste, usando el sistema de coordenadas. En términos generales, sólo los astrónomos aficionados siguen conociendo y estudiando las constelaciones. Elongación (astronomía)
Como los asteroides viajan en una órbita no mucho mayor que la de la Tierra, su magnitud puede variar mucho en función de la elongación. Aunque más de una docena de objetos en el cinturón de asteroides se pueden ver con binoculares 10x50 en una oposición promedio, sólo Ceres y Vesta están siempre por encima del límite de los binoculares de +9,5 a pequeñas elongaciones. Enana marrón
Las estrellas se clasifican por la clase espectral, siendo las enanas marrones designadas como de tipos "M", "L", "T" e "Y". A pesar de su nombre, las enanas marrones son de diferentes colores. Muchas enanas marrones es probable que aparezcan como magenta para el ojo humano, o posiblemente naranjas o rojas. Las enanas marrones no son muy luminosas en longitudes de onda visibles. Estrella siemens
La estrella siemens es una formación circular constituida de varios radios que salen de su centro, que se usa como dispositivo para pruebas de focalización de instrumentos ópticos como cámaras fotográficas y comprobadores fotográficos, entre otros. Asteroide
Los más internos de estos son los objetos del cinturón de Kuiper, llamados «objetos» en parte para evitar la necesidad de clasificarlos como asteroides o cometas. Se cree que tienen una composición predominantemente similar a la de un cometa, aunque algunos pueden ser más parecidos a los asteroides. Además, la mayoría no tiene las órbitas altamente excéntricas asociadas con los cometas, y los descubiertos hasta ahora son más grandes que los núcleos de los cometas tradicionales. (Se supone que la nube de Oort, mucho más distante , es el principal reservorio de cometas durmientes). Otras observaciones recientes, como el análisis del polvo cometario recolectado por la sonda Stardust, están borrando cada vez más la distinción entre cometas y asteroides, sugiriendo «un continuo entre asteroides y cometas» en lugar de una línea divisoria nítida. Estrella binaria
Las binarias pueden estar muy separadas entre sí o muy cerca. A veces tanto, que llegan a intercambiar material. Por otra parte, su posición con respecto a nosotros, distancia y orientación relativa de sus órbitas con la nuestra producen un amplio abanico de tipos de binarias, algunas de las cuales pueden pertenecer a dos o más de esas clases. Las binarias, además, son una estupenda oportunidad para obtener mediciones directas de masas y radios estelares. Ello las convierte en excelentes patrones de calibración para los modelos de clasificación estelar que se sirven de las luminosidades aparentes y espectros de emisión para deducir masas, radios y temperaturas. Estrella
Las estrellas no se distribuyen uniformemente a través del universo sino que se agrupan normalmente en galaxias junto con el gas y el polvo interestelar. Una galaxia típica contiene cientos de miles de millones de estrellas, y hay más de 100 mil millones (10) de galaxias en el universo observable. En 2010, una estimación del número de estrellas en el universo observable fue de casi un tercio de cuatrillón (). Aunque a menudo se cree que las estrellas solo existen dentro de las galaxias, se han descubierto estrellas intergalácticas. Angelo Secchi
En comparación con las clasificaciones anteriores de Friedrich Georg Wilhelm von Struve, sus observaciones lo llevaron a dividir las estrellas binarias en dos categorías: la primera consistía en dos, tres o cuatro componentes estelares que giran alrededor del baricentro de acuerdo con las leyes de Kepler; la segunda, aquellas que aparentan ser dobles por efecto de la perspectiva, alineadas para el ojo del observador, pero independientes entre sí y sin influencia mutua. Asteroidea
La superficie de las estrellas de mar tiene componentes que se parecen a placas de carbonato de calcio conocidos como osículos. Estos forman el endoesqueleto, que puede tener varias formas, externamente expresadas como una variedad de estructuras tales como espinas y gránulos. Estos pueden ser dispuestos en patrones o series características, y su arquitectura, formas individuales y ubicaciones se utilizan para clasificar los diferentes grupos dentro de la clase Asteroidea. La terminología que se refiere a la ubicación de los componentes corporales de las estrellas de mar se basa generalmente en referencia a la boca, para evitar suposiciones incorrectas de homología con las superficies dorsales y ventrales de animales bilaterales. La superficie inferior suele denominarse como la superficie oral o actinal, mientras que la superficie superior se conoce como el lado aboral o abactinal. La superficie corporal de estrellas de mar tiene varias estructuras que comprenden la anatomía básica del animal, y a veces puede ayudar en su identificación. La placa madreporita puede fácilmente ser identificada por el círculo claro que se encuentra ligeramente fuera del centro del disco central. Esta placa porosa está conectada, a través de un canal calcificado, al sistema vascular hidráulica en el disco. Su función es, al menos en parte, de proporcionar agua adicional para las necesidades del animal, incluyendo el agua de relleno para el sistema vascular acuífero. El ano se encuentra también un poco fuera del centro del disco, cerca de la placa madreporita. En la superficie oral, un surco ambulacral corre por cada brazo, a cada lado del cual se extiende una doble fila de osículos no fusionados. Los pies ambulacrales se extienden en estos a través de muescas y son internamente conectados al sistema vascular acuífero. Extinción (astronomía)
La extinción es un término utilizado en astronomía para describir la absorción y la dispersión de la radiación electromagnética emitida por objetos astronómicos. Estos fenómenos son debidos a la existencia de materia, principalmente gas y polvo, entre el objeto emisor y el observador. El concepto de extinción interestelar se atribuye generalmente a Robert Julius Trumpler, aunque sus efectos fueron identificados por primera vez en 1847 por Friedrich Georg Wilhelm von Struve. En el caso de observadores en la Tierra, los efectos de la extinción provienen tanto del medio interestelar como de la atmósfera terrestre. Asimismo, puede haber extinción debida al polvo circunestelar alrededor del objeto observado (por ejemplo, en discos de acrecimiento alrededor de estrellas). La acentuada extinción atmosférica en ciertas longitudes de onda (por ejemplo, rayos X, ultravioleta e infrarrojo) requiere el uso de observatorios espaciales. Debido a que, en longitudes de onda visibles, la luz azul es atenuada con mayor intensidad que la luz roja, los objetos se observan más enrojecidos de lo esperado, por lo cual, la extinción estelar es llamada muchas veces «enrojecimiento interestelar». Objeto estelar joven
El índice formula_1 es calculado en el intervalo de longitud de onda 2.2–20 formula_6 (región del infrarrojo cercano y medio). Posteriormente, en 1994, Greene et al. adicionaron una cuarta clase de fuentes con "espectro plano". En 1993, Andre et al. discubrieron los objetos de "Clase 0", objetos con emisión intensa en el rango submilimétrico, pero débiles en los formula_7.Este esquema de clasificación refleja groseramente una secuencia evolutiva. Los astrónomos creen que muchas de las fuentes immersas en el polvo de "Clase 0" evolucionan hacia el estado de "Clase I" disipando su envoltura circunestelar. Eventualmente, ellos llegan a ser ópticamente detectables en la línea de nacimiento estelar como estrellas de pre-secuencia principal. Asteroide
Cuando se encontraron, los asteroides se vieron como una clase de objetos distintos de los cometas, y no hubo un término unificado para ambos hasta que se acuñó «cuerpo menor del Sistema Solar» en 2006. La principal diferencia entre un asteroide y un cometa es que un cometa muestra una coma debido a la sublimación de los hielos cercanos a la superficie por la radiación solar. Unos pocos objetos han terminado listándose doblemente, porque primero se clasificaron como planetas menores, pero luego mostraron evidencia de actividad cometaria. Por el contrario, algunos cometas (quizás todos) finalmente pierden sus hielos hielos volátiles superficiales y se vuelven similares a asteroides. Otra distinción es que los cometas suelen tener órbitas más excéntricas que la mayoría de los asteroides; la mayoría de los «asteroides» con órbitas notablemente excéntricas son probablemente cometas inactivos o extintos. Estrella binaria de reflexión
En astronomía se denomina binaria de reflexión a un tipo de estrella binaria variable en la cual la luz de la estrella más caliente es reflejada desde la estrella más fría, de manera que vemos el brillo realzado cuando la estrella más caliente se encuentra más cerca de nosotros. Típicamente, la amplitud de la variación varía entre 0,5 y 1 magnitud. Ya que las estrellas tienen que estar cerca la una de la otra para que este efecto sea realmente evidente, el sistema puede ser también una binaria eclipsante. Un ejemplo de esta clase de estrellas es KV Velorum. Nebulosa planetaria
Las nebulosas planetarias pueden diferenciarse según su constituyente limitante, que puede ser materia o radiación. En el primer caso, no hay suficiente materia en la nebulosa para absorber todos los fotones ultravioletas emitidos por la estrella, y la nebulosa visible se encuentra completamente ionizada. En el último, la estrella no emite suficientes fotones ultravioletas para ionizar todo el gas circundante, propagándose desde la estrella hacia afuera un frente de ionización y dejando neutras las regiones más exteriores, por lo que no se observa todo el gas existente en los alrededores, ya que este gas se encuentra tan frío que emite radiación en el rango infrarrojo). Estrella
Las estrellas se condensan en las regiones del espacio de mayor densidad, aunque esas regiones son menos densas que el interior de una cámara de vacío. Dichas regiones, conocidas como nubes moleculares, consisten principalmente en hidrógeno, con alrededor de 23 a 28 por ciento de helio y algunos elementos más pesados. Un ejemplo de estas regiones de formación de estrellas es la Nebulosa de Orión. La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles de estrellas. Estrella de tipo S
En astronomía, las estrellas de tipo S (o simplemente estrellas S) son gigantes rojas de tipo espectral S similares a las de tipo M, excepto que los óxidos dominantes en su espectro son los formados por metales del quinto período de la tabla periódica (circonio, itrio, etc) en vez de los del cuarto período (titanio, escandio y vanadio). Las estrellas de tipo S presentan bandas intensas de cianógeno (CN) y contienen líneas espectrales de litio y tecnecio. Las estrellas S puras, llamadas también estrellas de circonio, son aquellas en donde las bandas de óxido de circonio son muy intensas y las de óxido de titanio están ausentes o son apenas perceptibles. Las estrellas SC —cuyo prototipo es UY Centauri— son intermedias entre las estrellas de tipo S y las estrellas de carbono, mostrando una relación entre los contenidos de carbono y oxígeno próxima a la unidad. Clasificación estelar
Las descripciones de colores convencionales son tradicionales en astronomía, y representan colores relativos al color medio de una estrella de clase A, que se considera blanco. Las descripciones aparentes de color son lo que el observador vería si tratara de describir las estrellas bajo un cielo oscuro sin ayuda para el ojo, o con binoculares. Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el cielo, excepto las más brillantes, parecen blancas o azuladas a simple vista porque son demasiado tenues para que la visión en color funcione. Las supergigantes rojas son más frías y rojas que las enanas del mismo tipo espectral, y las estrellas con características espectrales particulares como las estrellas de carbono pueden ser mucho más rojas que cualquier cuerpo negro. Resolución óptica
En astronomía la cuestión que se plantea es la distancia angular que puede haber entre dos estrellas para distinguirlas por separado. Las estrellas están tan lejos que son siempre fuentes puntuales. Sin embargo, debido a la difracción de la luz al atravesar el telescopio, la luz que llega de un objeto puntual crea una imagen anular con un patrón de difracción característico denominado disco de Airy. El límite óptico, debido a la difracción, puede calcularse de manera empírica a partir del criterio de Rayleigh. Objeto separado (transneptuniano)
Los objetos separados han sido también llamados por la literatura científica como objetos del disco disperso extendido (E-SDO), objetos separados distantes (DDO), o disperso–extendido, como en la clasificación oficial por la Deep Ecliptic Survey. Esto refleja la gradación dinámica que puede existir entre los parámetros orbitales del disco disperso y la población separada. Clasificación estelar
Las entidades masivas pero no supergigantes conocidas como "Estrellas Be" son estrellas de la secuencia principal que tienen, o han tenido en algún momento, una o más líneas de Balmer en emisión, siendo de particular interés la serie de radiación electromagnética relacionada con el hidrógeno proyectada por las estrellas. Se cree que las estrellas Be suelen presentar vientos estelares inusualmente fuertes, altas temperaturas superficiales y un desgaste significativo de la masa estelar a medida que los objetos rotan a un ritmo curiosamente rápido. Los objetos conocidos como "B(e)" o Estrellas "B(e)" poseen líneas distintivas de emisión neutras o de baja ionización que se consideran que tienen 'mecanismos prohibidos', sometidos a procesos que normalmente no están permitidos por los conocimientos actuales de la mecánica cuántica. Las estrellas de tipo A se encuentran entre las más comunes a simple vista, y son blancas o de color blanco azulado. Tienen fuertes líneas de hidrógeno, a un máximo de A0, y también líneas de metales ionizados (Fe II, Mg II, Si II) a un máximo de A5. La presencia de las líneas de Ca II se está fortaleciendo notablemente en este punto. Aproximadamente 1 de cada 160 (0,625%) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo A.Las estrellas de tipo F tienen líneas espectrales de refuerzo "H" y "K" de Ca II. Los metales neutros (Fe I, Cr I) comienzan a ganar en las líneas de metal ionizado a finales de F. Sus espectros se caracterizan por las líneas de hidrógeno más débiles y los metales ionizados. Su color es blanco. Aproximadamente 1 de cada 33 (3,03%) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo F.Las estrellas de tipo G, incluyendo el Sol tienen líneas espectrales prominentes "H" y "K" de Ca II, que son más pronunciadas en G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que F, pero junto con los metales ionizados, tienen metales neutros. Hay un pico prominente en la banda G de moléculas CH. Las estrellas de la clase G constituyen alrededor del 7,5%, casi una de cada trece, de las estrellas de la secuencia principal del vecindario solar. Objeto astronómico
Los términos "estrella fugaz", "bólido" y "aerolito" son bastante imprecisos y se prestan a confusión. La terminología adoptada en la actualidad es sencilla y precisa, y solo comprende: meteoroides, meteoros y meteoritos, donde:A continuación se muestra una tabla con algunos objetos astronómicos ordenados por densidad. Clasificación estelar
Varios tipos espectrales, todos ellos utilizados anteriormente para estrellas no estándar a mediados del siglo XX, han sido reemplazados durante las revisiones del sistema de clasificación estelar. Todavía se pueden encontrar en ediciones antiguas de catálogos de estrellas: R y N se han subsumido en la nueva clase C como C-R y C-N. Estrella
Las estrellas que forman parte de un sistema planetario se denominan "estrellas planetarias", entendiéndose por sistema planetario al conjunto de la estrella o sistema estelar central y los distintos cuerpos celestes (planetas, asteroides, cometas) que orbitan a su alrededor. Por el contrario, se denomina "estrellas únicas" a las que no poseen otros cuerpos que las orbiten. Objeto extrasolar
Un objeto extrasolar (del latín "extra", que significa 'fuera o más allá', y "solaris", que significa 'del sol') es un objeto astronómico que existe fuera del Sistema Solar. No se aplica a las estrellas ni a ningún otro objeto celeste que sea más grande que una estrella o el Sistema Solar, como una galaxia. Los términos para ejemplos extrasolares de cuerpos del Sistema Solar son: Algunas clases de objetos del Sistema Solar, como los planetas menores, los planetas enanos y los objetos transneptunianos no se han detectado fuera del Sistema Solar. Objeto transneptuniano
Los objetos del cinturón de Kuiper suelen subclasificarse según sus características orbitales. Por un lado están los objetos que orbitan en algún tipo de resonancia con Neptuno, 2:3, 1:2, 3:5, 4:7, etc. Por otro lado están aquellos que no están vinculados orbitalmente a Neptuno, sin resonancia orbital de ningún tipo, estos son llamados cubewanos u objetos clásicos del cinturón de Kuiper. Coordenadas celestes
En astronomía, por lo general la posición de un astro se determina mediante coordenadas polares o esféricas. Sin embargo, dado que desde un principio la distancia r es desconocida, solo nos preocupará la dirección formula_14 del astro, que es determinable mediante dos coordenadas. Para esto lo que se hace es proyectar todos los astros sobre una esfera de radio arbitrario, que se denomina esfera celeste. Tal esfera está centrada en el observador. En realidad el observador, prescindiendo de irregularidades topográficas, solo ve una semiesfera celeste limitada por un plano que pasa por el pie del observador y que corta a la esfera celeste en un círculo llamado horizonte. 2011 MD
Aunque inicialmente sospechosos de ser basura espacial, las observaciones posteriores confirmaron que el objeto es un asteroide. Puesto que el objeto aparecerá cerca del sol en el cielo durante el evento, la observación solo será posible por un breve período antes del máximo acercamiento. Los astrónomos aficionados podrán observarlo con telescopios de Australia, el sur de África y las Américas. Catálogo astronómico
Dentro de la categoría general de los "catálogos astronómicos", figuran los catálogos dedicados a temas concretos, como los "catálogos estelares" (dedicados a distintos tipos de estrellas) o el "Catálogo Messier" (dedicado específicamente a objetos como las nebulosas). Objeto astronómico
Un objeto astronómico se puede confundir fácilmente con un cuerpo celeste. El término "cuerpo" indica un objeto individual, como un planeta, en tanto que un objeto astronómico puede consistir en un conjunto de cuerpos celestes, como el cinturón de asteroides o un sistema estelar. Estrella doble óptica
En astronomía se denomina estrella doble óptica o estrella binaria óptica a dos estrellas que aunque parecen estar muy cerca una de la otra vistas desde la Tierra, en realidad se hallan separadas por una gran distancia en el espacio y no se encuentran gravitacionalmente unidas entre sí. En este sentido son diferentes de las estrellas binarias propiamente dichas, en donde ambas estrellas se encuentran próximas en el espacio y giran alrededor de un centro de masas común. Carta estelar
Una carta estelar, atlas estelar o mapa de estrellas es un plano del cielo nocturno. Los astrónomos dividen estos mapas mediante una retícula para utilizarlos más fácilmente. Suelen identificar y localizar objetos astronómicos tales como estrellas, constelaciones y galaxias. Han sido utilizados para la navegación marítima desde tiempo immemorial como instrumentos útiles destinados a posibilitar la orientación de los barcos en alta mar. Debe hacerse notar que un gráfico de estrellas no es igual que un catálogo astronómico (que se define como un listado o tabla de objetos astronómicos con un propósito particular). Las herramientas que se utilizan históricamente con las cartas estelares incluyen el astrolabio y el planisferio celeste. Escalera de distancias cósmicas
Las estrellas se pueden clasificar, según sus propiedades espectrales y de luminosidad, dentro del diagrama de Hertzsprung-Russell. Un grupo de estrellas como, por ejemplo, un cúmulo abierto presenta una distribución de estrellas que encaja en el diagrama anterior. El diagrama se expresa en luminosidades o magnitudes absolutas, mientras que lo que se observa desde la Tierra es la magnitud aparente de las estrellas. La magnitud absoluta (M) se relaciona con la magnitud aparente (m) observada con esta relación: Planeta enano
La clasificación de los objetos del sistema solar en tres categorías (planetas clásicos, planetas enanos y cuerpos menores del sistema solar) establecida por la resolución 5A de la UAI no reemplaza a las clasificaciones previas basadas en otros criterios, como la localización del cuerpo en el sistema solar, su composición o su historia. De hecho, la misma resolución habla de asteroides, objetos transneptunianos y cometas. Astronomía
Aparte de orientarse en la Tierra a través de las estrellas, la astronomía estudia el movimiento de los objetos en la esfera celeste, para ello se utilizan diversos sistemas de coordenadas astronómicas. Estos toman como referencia parejas de círculos máximos distintos midiendo así determinados ángulos respecto a estos planos fundamentales. Estos sistemas son principalmente: Tabla periódica de los elementos
La colocación de los elementos en categorías y subcategorías en función de las propiedades compartidas es imperfecta. Hay un espectro de propiedades dentro de cada categoría y no es difícil encontrar coincidencias en los límites, como es el caso con la mayoría de los sistemas de clasificación. El berilio, por ejemplo, se clasifica como un metal alcalinotérreo, aunque su composición química anfótera y su tendencia a formar compuestos covalentes son dos atributos de un metal de transición químicamente débil o posterior. El radón se clasifica como un no metal y un gas noble, aunque tiene algunas características químicas catiónicas más características de un metal. También es posible clasificar con base en la división de los elementos en categorías de sucesos, mineralógicos o estructuras cristalinas. La categorización de los elementos de esta forma se remonta a por lo menos 1869, cuando Hinrichs escribió que se pueden extraer líneas sencillas de límites para mostrar los elementos que tienen propiedades similares, tales como metales y no metales, o los elementos gaseosos. Estrella (figura geométrica)
Una estrella es cualquier objeto con rayos que parten de un centro común. Con carácter general, la estrella, como objeto matemático, no está definido de forma unívoca. Existen grafos estrellados, polígonos estrellados, estrellas o formas estrelladas y todos ellos tienen definiciones que a veces se solapan o se refieren indistintamente a uno u otro objeto. Así, por ejemplo, se encuentran definiciones que aceptan que las dos figuras de la derecha son polígonos estrellados, mientras que otras solo aceptan como tal a la primera. Clasificación estelar
Por ejemplo, una estrella clasificada como A3-4III/IV estaría entre los tipos espectrales A3 y A4, mientras que sería una estrella gigante o una subgigante. Asteroide
Tradicionalmente, los cuerpos pequeños que orbitaban alrededor del Sol se clasificaban como cometas, asteroides o meteoroides, siendo estos últimos todos lo que tenían menos de un metro de diámetro. Un artículo de Beech y Steel de 1995 propuso una definición de meteoroide que incluía límites de tamaño. El término «asteroide» nunca tuvo una definición formal, y la Unión Astronómica Internacional prefería el término más amplio de planeta menor. Objeto separado (transneptuniano)
Los objetos separados tienen perihelios mucho más grandes que el afelio de Neptuno. A menudo son muy elípticos, con grandes órbitas con ejes semi-principales de hasta unos pocos cientos de UA. Tales órbitas no pueden haber sido creadas por perturbaciones gravitacionales de los gigantes gaseosos (en particular, Neptuno). En su lugar, una serie de explicaciones se han propuesto, incluyendo un encuentro con una estrella pasajera u objetos distantes de tamaño planetario. La clasificación sugerida por el equipo de Deep Ecliptic Survey introduce una distinción formal entre objetos dispersos-cercanos (que pudieron ser dispersados por Neptuno) y dispersos-distantes (e.g. (90377) Sedna) usando un parámetro de Tisserand de valor 3. Astrología occidental
Según esta clasificación, los signos se dividen en dos grupos de seis signos cada uno: Con esta clasificación los signos quedan agrupados en tres conjuntos de cuatro signos cada uno: los signos cardinales, los signos fijos y los signos mutables. Existe una estrecha relación entre esta clasificación y el paso de las estaciones del año ya que la disposición de los períodos solares de los signos está coordinada. La tercera manera de clasificar los signos es según los elementos y consiste en agruparlos en cuatro conjuntos de tres signos cada uno. Los signos de cada elemento comparten ciertas características, especialmente de mentalidad y manera de ver y abordar el mundo. Siguiendo el orden de los signos en la formación de la rueda zodiacal se agrupan entre ellos los que siempre se encuentran distanciados de cuatro en cuatro.Como se puede comprobar todos y cada uno de los signos tienen una combinación única y personal de los agrupamientos por las tres clasificaciones: hay un signo de cada calidad para cada elemento y un signo de cada elemento por cada calidad. En cuanto la clasificación por energías duales se puede ver detenidamente cómo agrupa los signos de los elementos Fuego y Aire dentro de los de energía positiva/masculina/diurna y los de los elementos Tierra y Agua con los de energía negativa/femenina/nocturna. El motivo de esta disposición se debe a que las características que albergan cada tipo de clasificación, combinadas en un signo concreto, da la información básica sobre cómo es el arquetipo de personalidad que presenta dicho signo. Un compendio de conocimiento que nunca se contradice y resulta siempre acumulativo como es la astrología ha dado pie a una cantidad casi inalcanzable de información extraíble en todos y cada uno de los conceptos estudiados. En el caso de los signos, por ejemplo, el orden establecido también ha servido para ver una lógica equiparando cada signo con los diferentes estadios de la vida de una persona. Así, Aries sería el bebé recién nacido que sólo es consciente de sí mismo y tal solo sabe reivindicar sus necesidades, Tauro simbolizaría el bebé de unos pocos meses que espera paciente a que le hagan todo, Géminis el niño que descubre el mundo y aprende a hablar, Cáncer el niño que aprende qué es el miedo y se refugia en la seguridad de sus padres y la familia, etcétera. Astronomía galáctica
Los objetos de interés en nuestra galaxia son muchos, incluyendo estrellas, nubes interestelares —-que es donde la formación estelar se realiza—-, nuestro centro galáctico —-que estamos casi seguros posee un agujero negro—-, etc. Clasificación estelar
En la década de 1880, el astrónomo Edward C. Pickering comenzó a hacer un estudio de los espectros estelares en el Observatorio del Harvard College, utilizando el método del prisma objetivo. Un primer resultado de este trabajo fue el "Catálogo Draper de Espectros Estelares", publicado en 1890. Clasificó la mayoría de los espectros en este catálogo. (90377) Sedna
El Centro de Planetas Menores, que cataloga oficialmente los objetos en el sistema solar, clasifica a Sedna como un objeto disperso. Sin embargo, este grupo está fuertemente cuestionado y muchos astrónomos sugirieron que, junto con algunos otros objetos —por ejemplo, (148209) —, se colocara en una nueva categoría de objetos distantes que podría llamarse «objetos de disco dispersos extendidos» —E-SDO—, «objetos desprendidos», «objetos dispersos a distancia» —DDO— o «dispersos-extendidos» en la clasificación oficial de la Deep Ecliptic Survey. Astronomía
Para observar la bóveda celeste y las constelaciones más conocidas no hará falta ningún instrumento, para observar cometas o algunas nebulosas solo serán necesarios unos prismáticos, los grandes planetas se ven a simple vista; pero para observar detalles de los discos de los planetas del sistema solar o sus satélites mayores bastará con un telescopio simple. Si se quiere observar con profundidad y exactitud determinadas características de los astros, se requieren instrumentos que necesitan de la precisión y tecnología de los últimos avances científicos. Fotometría
La fotometría es la rama de la Astronomía que se dedica a medir el brillo de los diferentes astros: estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, etc. La escala de brillos de las estrellas fue establecida por el astrónomo griego Hiparco de Nicea, quien dividió estos brillos en cinco grados o magnitudes; más tarde, con la invención del telescopio por Galileo en 1609, se amplió la escala para incluir estos astros telescópicos, invisibles al ojo humano por su extrema debilidad. Población estelar
Una población estelar es un conjunto de estrellas que presentan características similares, concretamente en su metalicidad o composición química. Esta clasificación también refleja diferencias en la creación y evolución de dichas estrellas. Existen tres tipos de Poblaciones: I, II y III, que van de mayor a menor metalicidad. Las estrellas se clasifican estudiando sus espectros estelares. Objeto subestelar
Los objetos substelares son lo suficientemente fríos como para tener vapor de agua en su atmósfera. Mediante espectroscopia infrarroja es posible detectar el distintivo "color del agua" en objetos subtelares de tamaño gigante gaseoso, incluso si no están en órbita alrededor de una estrella. Conmensurabilidad (astronomía)
En astronomía, dos objetos en órbita, como por ejemplo planetas, satélites, o asteroides, presentan una conmensurabilidad si el cociente de sus respectivos períodos orbitales puede escribirse bajo la forma de un número racional. Clasificación estelar
El "sistema de Harvard" es un esquema de clasificación unidimensional de la astrónoma Annie Jump Cannon, quien reordenó y simplificó un sistema alfabético anterior. Las estrellas se agrupan según sus características espectrales por letras individuales del alfabeto, opcionalmente con subdivisiones numéricas. Las estrellas de la secuencia principal varían en temperatura superficial de aproximadamente 2000 a 50 000 K, mientras que las estrellas más evolucionadas pueden tener temperaturas superiores a 100 000 K. Físicamente, las clases indican la temperatura de la atmósfera de la estrella y normalmente se clasifican de más caliente a más fría. 1I/ʻOumuamua
Al ser el primer objeto conocido de su tipo, ʻOumuamua fue un caso único para la Unión Astronómica Internacional, que es la encargada de designar los objetos astronómicos. En principio fue clasificado como cometa C/2017 U1, más tarde fue renombrado como asteroide A/2017 U1, debido a que carecía de la coma. Una vez que se identificó que provenía de fuera del sistema solar, se creó una nueva designación para estos objetos: I. ʻOumuamua, como el primer objeto así identificado, fue designado finalmente como 1I, con las reglas sobre la elegibilidad de los objetos para los números I, y los nombres que se asignarán a otros visitantes objetos interestelares, aún por codificar. El objeto puede ser referido como 1I; 1I/2017 U1; 1I/ʻOumuamua; o 1I/2017 U1 (ʻOumuamua). Estrella binaria cercana
En astronomía, se denomina estrella binaria cercana (en inglés "close binary") a una estrella binaria en la cual la separación entre componentes es comparable al diámetro de las estrellas. Existen tres tipos principales que se distinguen por el grado en que cada estrella llena su lóbulo de Roche.La proximidad de las componentes en las estrellas binarias cercanas habitualmente deforma al menos una de las componentes, dando lugar a una variable elipsoidal rotante; a menudo el sistema constituye también una binaria eclipsante. Satélite de observación terrestre
Los satélites de observación de la tierra, se dividen, según su órbita, en satélites de órbita baja (LEO) y satélites de órbita geoestacionaria (GEO).  Los instrumentos de observación dependen del objeto del estudio; variando desde observación en el espectro visible, las microondas, etc. Astronomía infrarroja
Los objetos sólidos en el espacio —desde el tamaño de un grano de polvo interestelar, de menos de una micra, hasta los planetas gigantes— tienen temperaturas que van de 3 a 3000 kelvins (K). La mayoría de la energía irradiada por objetos en este rango de temperaturas se encuentra en el infrarrojo. Las observaciones infrarrojas son por lo tanto de particular importancia en el estudio de medios a baja temperatura, como son las nubes interestelares con mucho polvo, donde las estrellas se están formando, así como las superficies heladas de los satélites planetarios y los asteroides. Asteroide
El estudio de la luz reflejada por los asteroides proporciona indicios de sus composiciones superficiales. El análisis de los espectros de absorción de cientos de asteroides ha permitido clasificarlos en diferentes tipos atendiendo a diversos criterios, siendo los principales tipos “S”, “C”, “M”, “V” y “D”. Sin embargo, distintos materiales pueden tener similares espectros de absorción que, a su vez, pueden estar afectados por el estado de la superficie: si es porosa o compacta; si las rocas están más o menos fragmentadas; si está cubierta de polvo; o si ha sufrido una larga exposición a las radiaciones solar y cósmica. Los principales modelos de clasificación espectral son Tholen y SMASS. Esquema en estrella
El esquema estrella separa los datos del proceso de negocios en: hechos y dimensiones. Los hechos contienen datos medibles, cuantitativos, relacionados con la transacción del negocio, y las dimensiones son atributos que describen los datos indicados en los hechos (una especie de meta-datos, o sea datos que describen otros datos). Clasificación estelar
El diagrama de Hertzsprung-Russell, en el que se basa el sistema MK, es de naturaleza observacional, por lo que estos remanentes no se pueden trazar fácilmente en el diagrama, o no se pueden colocar en absoluto. Las estrellas de neutrones antiguas son relativamente pequeños y fríos, y caerían en el extremo derecho del diagrama. Las nebulosas planetarias son dinámicas y tienden a desvanecerse rápidamente en brillo a medida que la estrella progenitora pasa a la rama de la enana blanca. Si se muestra, una nebulosa planetaria sería trazada a la derecha del cuadrante superior derecho del diagrama. Un agujero negro no emite luz visible propia, y por lo tanto no aparece en el diagrama. Clasificación estelar
Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación: el de tipo espectral y el de clases de luminosidad. Astronomía visible
Los objetos más comúnmente observados tienden a ser aquellos que no requieren de un telescopio para ser vistos, como la Luna, meteoros, planetas, constelaciones y estrellas. Habitación perdida
Los Objetos están clasificados de una forma un tanto caótica, los que no demuestren ningún efecto palpable (como el Cepillo de Dientes, la Biblia o los Cigarrillos) serán calificados como latentes, mientras que los Objetos con capacidad letal (como el Bolígrafo o el Ojo de Cristal) serán considerados armas. The Five Ages of the Universe
La era estelífera, se define como, «6 < n < 14». Esta es la era actual, en la que la materia se organiza en forma de estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias, y la mayor parte de la energía se produce en las estrellas. Las estrellas serán los objetos más dominantes del universo en esta era. Las estrellas masivas consumen su combustible muy rápidamente, en tan solo unos pocos millones de años. Eventualmente, las únicas estrellas luminosas que quedarán serán las estrellas enanas blancas. Al final de esta era, las estrellas brillantes como las conocemos se habrán ido, su combustible nuclear se habrá agotado y solo quedarán enanas blancas, enanas marrones, estrellas de neutrones y agujeros negros. En esta sección, se analiza la paradoja de Olbers. Estrella
La ciencia de la espectroscopia astronómica fue iniciada por Joseph von Fraunhofer y Angelo Secchi. Comparando los espectros de estrellas como Sirio con el Sol, encontraron diferencias en la fuerza y el número de sus líneas de absorción —las líneas oscuras en un espectro estelar causadas por la absorción de la atmósfera de frecuencias específicas—. En 1865 Secchi comenzó a clasificar las estrellas por tipos espectrales. Sin embargo, la versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollado por Annie J. Cannon durante la década de 1900. La primera medición directa de la distancia a una estrella (61 Cygni a 11,4 años luz) fue realizada en 1838 por Friedrich Bessel usando la técnica de paralaje. Las mediciones de paralaje demostraron la gran separación de las estrellas en los cielos. La observación de las estrellas dobles ganó importancia creciente durante el siglo XIX. En 1834 Friedrich Bessel observó cambios en el movimiento propio de la estrella Sirio e infirió un compañero oculto. En 1899, Edward Pickering descubrió la primera binaria espectroscópica cuando observó la división periódica de las líneas espectrales de la estrella Mizar en un período de 104 días. Las observaciones detalladas de muchos sistemas estelares binarios fueron recogidas por astrónomos como Friedrich Georg, Wilhelm von Struve y S. W. Burnham, lo que permitió que las masas de las estrellas se determinaran a partir de la computación de los elementos orbitales. En 1827 Felix Savary dio la primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias a partir de observaciones telescópicas. El siglo XX vio avances cada vez más rápidos en el estudio científico de las estrellas. La fotografía se convirtió en una valiosa herramienta astronómica. Karl Schwarzschild descubrió que el color de una estrella, y por tanto su temperatura, podía determinarse comparando la magnitud visual con la magnitud fotográfica. El desarrollo del fotómetro fotoeléctrico permitió mediciones precisas de la magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921 Albert A. Michelson hizo las primeras mediciones de un diámetro estelar utilizando un interferómetro en el telescopio Hooker del Observatorio de Monte Wilson. Clasificación estelar
El rango de masas para los enanos Y es de 9-25 masas, pero los objetos jóvenes pueden llegar por debajo de una masa de Júpiter, lo que significa que los objetos de clase Y se sitúan a horcajadas sobre el límite de fusión de 13 masa de Júpiter que marca la división actual entre enanas marrones y planetas. Estrella binaria
En este tipo de sistemas dobles sólo es visible un componente de la estrella. Se detectan que son binarias gracias al "tirón" gravitatorio ejercido por su compañera invisible. Esto produce un movimiento oscilatorio respecto al fondo de estrellas fijas que puede ser medido por técnicas de paralaje si está lo suficientemente cerca, ya que este tipo de cálculos se realiza en estrellas aproximadamente entre los 10 pársecs, a distancias mayores el ángulo de paralaje no existe o es tan pequeño, que los cálculos no se pueden realizar. Como las binarias visuales, las astrométricas requieren prolongados períodos de observación. El objeto invisible suele ser un cuerpo de muy baja o nula luminosidad como un remanente estelar, una enana roja o una enana marrón. Estrella
Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados por la Unión Astronómica Internacional en 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada.