Las radiaciones electromagnéticas, especialmente las pertenecientes al espectro visible (luz), constituyen nuestra única fuente de información sobre los objetos situados en el Espacio Intergaláctico. La luz consta de una gama de colores espectrales y se caracteriza por su longitud de onda, representada por la letra griega lambda. Esta longitud se expresa en nanómetros (nm): 1 nm es la milmillonésima parte de un metro.

Es espectro continuo de radiación visible se extiende desde el violeta (lambda  aproximadamente igual a 300 nm), a traves del azul, amarillo, naranja, hasta el rojo intenso (lambda igual a unos 700 nm). Algunos objetos no emiten un espectro continuo, sino que irradian solamente colores o líneas espectrales determinadas de ancho muy limitado.

Nuestra vista no es lo bastante sensible para registrar el color de la mayoría de los objetos astronómicos. Salvo algunas excepciones, vemos el Universo distante en tonos más o menos blancos y negros. Una visión más objetiva y precisa se consiguie mediante las fotografías obtenidas con los grandes telescopios, o por medio de los modernos métodos electrónicos de grabación y procesamiento de imágenes. Para fines científicos, el objeto sujeto a investigación suele representarse de manera independiente, en varios colores. 

Igual importancia tiene para un buen conocimiento de los objetos celestes sus radiaciones invisibles. Además de la luz, la atmósfera terrestre sólo permite que alcancen la superficie de nuestro planeta algunas partes de la gama de infrarrojos y de radiofrecuencia. No obstante, podemos observar hoy los objetos celestes en toda la amplitud del espector electromagnético, utilizando instrumentos especiales situados a bordo de satélites artificiales. Además de la astronomía óptica clásica, esta ciencia estudia también el Universo mediante las ondas de radio, la luz infrarroja y ultravioleta, los rayos X y las radiaciones gamma. Las grabaciones hechas por los detectores de radiaciones invisibles pueden luego procesarse de modo conveniente, para proporcionar imágenes en colores arbitrarios, que expresen por ejemplo, la distribución e intensidad de la radiación.

Las estrellas son cuerpos extremadamente calientes, cuya forma suele ser esférica. Sus masas son mucho mayores que las masas de los planetas y poseen en su interior fuentes propias de energía termonuclear. El Sol , que es una estrella de tamaño medio, se utiliza con frecuencia como unidad de media para comparar diámetros, masas, luminosidad y otras características de las demás estrellas.

Las estrellas aparecen en el firmamente ocmo puntos de luz más o menos brillantes. El brillo se expresa en magnitudes estelares aparentes. Las estrellas de luminosidad más débil que pueden observarse a simple vista son aproximadamente de la sexta magnitud, mientras que las más brillantes están próximas a la magnitud cero. (Ver qué es la magnitud ).  Sirio tiene una magnitud de -1,4 aproximadamente, siendo la estrella más brillante del cielo. Para comparar objetivamente la luminosidad de las estrellas, se usan sus magnitudes aparentes con objeto de calcular la magnitud absoluta (M), es decir, aquella que tendrían a una distancia estándar de 32,6 años luz. Para hacer este cálculo es necesario saber la distancia a que se encuentra la estrella.

La distancia a una estrella se determina con cierta exactitud por procedimientos trigonométricos, mediante la medición de paralajes, ángulos formados por las alineacioens trazadas desde la estrella a dos puntos fijos de observación (por ejemplo, dos puntos opuestos sobre la órbita que describe la Tierra alrededor del Sol). Este método falla, sin embargo, a distancias superiores a los 300 años luz, porque entonces los paralajes resultan tan pequeños que es imposible medirlos. Por esta razón, la astronomía usa también el método inverso: si es posible determinar la magnitud estelar absoluta M, entonces la distancia de la estrella puede calcularse a partir de la diferencia entre M y m (M-m). M puede determinarse, por ejemplo, partiendo del diagrama temperatura-luminosidad en el que se sitúa la etrella según su tipo espectral. Es obvio que estas distancias deducidas de método indirecto no pueden tener precisión, y quizás difieran de las distancias reales hasta en un 30 % o más.

Existen también, como es natural en espacios tan vstos, diferencias entre las distancias calculadas para un mismo objeto por varias fuentes.

De suma importancia para el conocimiento de las estrellas, sus propiedades y evolución, es el diagrama de temperatura-luminosidad, estrechamente ligado a la clasificación de las estrellas en los diversos tipos espectrales. Estos dos términos son de importancia fundamental en astronomía.

Las estrellas están formadas por la concentración gravitatoria de nubes de polvo interestelar y gas. Una estrella comienza a brillar intensamente tras la "ignición" del hidrógeno existente en su núcelo (producida por medio de una reacción termonuclear). Luego entra en la Secuencia Principal del diagrama Masa-Luminosidad) donde transcurre la mayor parte de su vida.

El destino de las estrellas viene determinado en el comienzo mismo de su existencia, por su masa inicial. Cuanto mayor es la masa de la estrella, con más rapidez se consume el hidrógeno, más alta es su temperatura y luminosidad, y más pronto se agota ese gas combustible al abandonar el astro la Secuencia Principal para convertirse en estrella gigante o supergigante durante algún tiempo.

La estrella pasa después por reacciones nucleares más complejas, y su etapa de evolución final surge cuando se ha agotado también el combustible que hace posible estas últimas reacciones. La radiación del interior de la estrella no ofrecerá en adelante resistencia alguna; es, pues, sustituida por la contracción gravitatoria y en poco tiempo tiene lugar la consiguiente desintegración. Esta va en ocasiones acompañada por uan explosión, que dispersa en el espacio parte del material estelar. En función de la masa de la estrella en proceso de desintegración, la contracción gravitatoria continuada puede ocasionar que evolucione hacia uan "enana blanca" o estrella de neutrones. Las estrellas de masas extremadamente grandes, se convierte en "agujeros negros".  

¿Qué podemos observar en el firmamento?

Estrellas dobles

Son estas estrellas sistemas estelares simples, que describen órbitas alrededor de un centro de gravedad común. Si los componentes de una estrella doble pueden resolverse mediante un telescopio, se dice que  estamos ante una doble visual. Si los componentes están tan próximos entre sí que no pueden resolverse mediante el telescopio, y únicamente se revela el segundo componente en el espectro, se dice entonces que la estrella es una doble espectroscópica. SOn particularmente importantes las binarias de eclipse, en las cuales cada componente eclipsa regularmente al otro; esta característica se pone de manifiesto por las variaciones periódicas de brillo.

A partir  de las observaciones de las estrellas dobles es posible determinar la masa, dimensiones y otras características de sus componentes.

Las estrellas dobles figuran entre los objetos más populares de observación para los aficionados. Son en especial atractivas las dobles en las que ambos componentes tienen colores muy distintos. En la imagen de

Estrellas variables

Son aquéllas cuyo brilla varía a intervalos regulares o irregulares. Un ejemplo de estas razones son los cambios de diámetro y de temperatura de superficie. Las más comunes son las variables de pulsación, de las que existen varios tipos. Las mejor conocidas acaso sean las cefeidas, así llamadas por la estrella delta Cephei, ejemplo típico del grupo. 

El período de variación de brillo está relacionado con su magnitud estelar absoluta M y, por lo que sabemos hoy, la diferencia entre M y m depende de la distancia del astro.

La característica que permite identificar una estrella variable es su curva de luminosidad, diagrama que muestra el curso de los cambios de brillo en función del tiempo.

Ejempo de curva de luminosidad

Los cambios de brillo de intensidad extraordinaria son debidos a procesos explosivos que tienen lugar durante las etapas finales de la evolución de las estrellas. Estas estrellas se denominan novas y supernovas, según la naturaleza de la explosión estelar.

Los cúmulos de estrellas

Son sistemas de estrellas de origen y evolución común, ligadas unas a otras por la fuerza de la gravedad. Los cúmulos abiertos contienen varias decenas, centenares e incluso millares de estrellas, y su verdadero diámetro oscila generalmente entre 5 y 50 años luz. Se conocen más de 1.000 de estos cúmulos próximos al plano de la Vía Láctea, todos ellos relativamente jóvenes. Los cúmulos globulares son concentraciones de estrellas, de forma regular, esférica. En un cúmulo globular existen desde cientos de miles hasta millones de estrellas; el número de éstas decrece hacia el exterior del enjambre, mientras que aumenta con la proximidad al centro. Los diámetros verdaderos de las agrupaciones tienen longitudes entre 50 y 300 años luz. En la imagen podemos observar el cúmulo globular M13, en la constelación de Hércules, que contiene unas 40.000 estrellas. La fotografía pertenece a Spiegelteam  

Conocemos más de 120 de estas agrupaciones, que, juntas, forman parde del halo galáctico. Su antigüedad es la mayor de la Galaxia.

Las nebulosas 

Son cuerpos celestes del espacio interestelar, formadas por gas (hidrógeno principalmente) y polvo. En las cercanías de estrellas calientes que emiten radiaciones ultravioleta intensas, las nubes gaseosas se ionizan y aparecen como resplandecientes nebulosas de emisión. Las radiaciones que emiten son intensas, principalmente en la región roja del espectro. 

Por otra parte, las nubes de polvo dispersan la luz de las estrellas próximas y las vemos como nebulosas de reflexión.

El color que predomina en la luz dispersa por las partículas de polvo cósmico es con frecuencia el azul.

Las nebulosas contienen generalmente gas y polvo, razón por la cual se encuentran a menudo juntas las nebulosas de emisión y reflexión. En las fotografías podemos contemplar la espléndida belleza de sus fantásticas formas y delicado colorido; estos objetos celestes se encuentran entre los más bellos del Universo.

Las nubes de materia interestelar muy alejadas de las estrellas no son luminosas. Estas nubes de polvo cósmico absorben la luz de las estrellas más distantes y forman las nebulosas oscuras, visibles principalmente cuando tienen por fondo los ricos campos estelares de la Vía Láctea. 

Las nebulosas planetarias se forman alrededor de ciertos tipos de estrellas próximas al término de sus vidas, que iluminan las capas exteriores de su atmósfera estelar. Observadas a través del telescopio, suelen tener la forma de un pequeño disco parecido a un planeta, configuración a la que deben su nombre. Las estrellas centrales de estas nebulosas son en extremo calientes: 30.000K a 150.000ºK. Emiten intensas radiaciones ultravioleta, y éstas, a su vez, dan lugar a la emisión de luz visible por el gas, muy enrarecido de la nebulosa.

Galaxias y nuestra Galaxia: la Vía Láctea 

La Galaxia (conocida también con el nombre de Vía Láctea) es el sistema estelar al que pertenece el Sol. Podemos imaginar la Vía Láctea como una inmensa isla de estrellas. Ocupa una región esférica del espacio, peor la mayoría de sus estrellas se concentran en un disco aplanado que presenta mayor grosor en el centro.

La parte central, prominente, del disco tiene un diámetro de unos 15.000 años luz. La estructura del disco es espiral y su diámetro mide aproximadamente 90.000 años luz. Cerca del plano del disco (plano galáctico) se concentran nubes d epolvo y gas interestelar. El Sol está a una distancia aproximada de 30.000 años luz del centro de nuestra Galaxia, situado en dirección a la constelación llamada Sagitario.

Cuando miramos al interior del plano galáctico, innumerables estrellas próximas unas a otras parecen formar en el firmamento el cinturón de plata de la Vía Láctea. Fuera del plano de la Galaxia se encuentran "ventanas galácticas" a través de las cuales es posible vislumbrar el espacio intergaláctico y el mundo de las galaxias.

El disco está rodeado de un halo esférico, de 100.000 años luz de diámetro, formado por estrellas antiguas y cúmulos globulares. Desde 1973 se sospecha que hay todavía otra parte exterior de la Galaxia denominada la corona, de 400.000 años luz de diámetro como mínimo. La corona es muy delgada y desconocemos hoy por hoy cuál es su composición. Se ha detectado por el efecto graviatatorio que ejerce sobre la rotación de la Galaxia. Esta tiene probablemente, incluida la corona, una masa superior a la de un billón de soles.

Los sistemas estelares, conocidos comunmente con el nombre de galaxias son los bloques básicos de construcción del Universo. Algunas de ellas se parecen a la nuestra, mientras otras difieren notablemente en masa y estructura. Las galaxias se clasifican según su aspecto en los tipos siguientes: elípticas (E); galaxias espirales (S); espirales barradas (SB) e irregulares (I).

Aquí podemos ver un ejemplo de cada tipo:

Las galaxias elípticas tienen configuración de elipsoides sin límites bien definidos. Las espirales se dividen en tres subtipos según la abertura de los brazos y el tamaño decreciente del núcleo. En las espirales barradas los brazos de la espiral cormienzan en los extremos opuestos de una barra central, aplanada, de forma rectangular.

Con los pequeños telescopios solamente pueden observarse las galaxias más brillantes y aún así suelen verse como nubes vagas, poco precisas. Los grandes telescopios permiten, no obstante,v er estas fascinantes constelaciones suficientemente ampliadas para poder distinguir, al menos en las más cercanas y hablando a gran escala, las estrellas, los cúmulos de estrellas y las nebulosas que componen la galaxia.

Las fotografías en color muestran los brazos espirales de color azulado, debido a la radiación emitida por las jóvenes y clientes estrellas formadas en los mismos. Los colores amarillo a rojo de las partes centrales de las galaxias testifican la presencia de estrellas más antiguas.

Las galaxias se agrupan en otros sistemas de diversos tamaños: pequeños grupos, que contienen varias decenas de miembros, hasta cúmulos inmensos, donde los componentes se cuentan por cientos o miles.