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Los agrupamientos de estrellas que han nacido de la misma masa de gas o polvo y que, en la actualidad, aparecen todavía unidas con diferentes formas, masas y tamaños, se denominan "cúmulos estelares" en castellano, "amas" en francés y "cluster" en inglés. Según la masa inicial del gas progenitor (en ocasiones también polvo), a partir del cual han nacido estos astros, se formarán dos tipos diferentes de cúmulos estelares:

- el cúmulo abierto (open cluster, en inglés), formado por apenas medio millar o menos estrellas, cercanas unas a otras pero perfectamente discernibles; pueden tomar cualquier forma incluso casi la globular (aunque con astros dispersos) y no es raro que en ellos aún queden restos del gas y el polvo del cual han nacido; ejemplos bien estudiados son M-45 "Pléyades", M-44 "Pesebre" y otros por el estilo.
- el cúmulo globular (globular cluster, en inglés), formado al menos por un millar o más de estrellas (en algunos casos hasta medio millón), bastante próximas en el espacio, todas ellas unidas por la gravitación y que presenta la forma de un globo o esfera, en donde es difícil ver las estrellas apelotonadas en el centro pero se pueden contar y estudiar todas las de la periferia, sobre todo con aumentos medianos o altos. El globular típico mide 75-100 años luz de diámetro, tiene una masa de 100.000 soles, una luminosidad absoluta de magnitud -7 a -9 y un espectro de tipo F5; la edad promedio es de 10-12 mil millones de años e incluso más en ciertos casos.

Mientras la masa de los cúmulos abiertos es de 10 a 500 masas solares o incluso menos, los cúmulos globulares tienen casi todos más de 4.000-10.000 masas solares e incluso más (500.000 masas solares en algunos casos); otras características que los hacen reconocibles es, aparte de su forma esférica, el que carecen de gases alrededor, que la metalicidad de sus componentes sea baja y que presente astros de una edad muy avanzada. Pero la característica más destacada es que se distribuyen alrededor de una galaxia formando como un "halo" en su parte exterior; desde nuestro punto de vista solar los cúmulos globulares parecen agolparse en la constelación de Escorpión, Sagitario y Ofiuco: precisamente alrededor del núcleo de la Galaxia. Una característica de los globulares es la presencia de un tipo especial de variables, denominadas RR Lyrae, que abundan en ellos ( incluso 200 catalogadas en M-3!).

CUMULOS ABIERTOS. Desde nuestro punto de vista solar si miramos la Galaxia veremos que los cúmulos abiertos se concentran precisamente en dirección al plano (Ecuador galáctico), ya que son aglomeraciones de estrellas situadas en los brazos próximos al Sol, estando ausentes en ciertas direcciones perpendiculares a este plano que son "agujeros" por los cuales vemos las lejanías del Universo (Ursa Major, Leo, Virgo...); por ello es fácil encontrarlos en constelaciones por las cuales discurre la parte más densa de la Vía Láctea (Cisne, Escorpión, Sagitario, Cochero...) como grupitos de estrellas; sin embargo en la zona de Dorado-Mesa aparece un aglomeramiento de cúmulos abiertos, que son los que pertenecen a la Nube Mayor de Magallanes, mientras que en la constelación de Tucán aparecen los que forman parte de la Nube Menor de Magallanes
Los cúmulos abiertos son fácilmente visibles con instrumentos de aficionados algunos con tamaños elevados (330' las Hyades, 275' el de Coma Berenice -Mel 111- ó 110' las Pléyades), aunque no faltan aquellos -muy raros- que apenas si llegan al minuto de arco (pertenecientes a nuestra Galaxia: los de otras galaxias pueden ser incluso menores); la mayoría son todos resolubles con instrumentos de aficionados al no tener una excesiva aglomeración de sus astros ni estar muy distantes.
Por lo general están a distancias no muy elevadas (el 80% inferiores a los 5.000 pc: menos de 15.000 años-luz), salvo raras excepciones que llegan a distar hasta 12.000 pc; entre los cúmulos más próximos se encuentran las Hyades (46 pc), Mel 111 (80 pc), M-45 (125 pc), M-44 (160 pc), M-39 (270 pc) aunque otros suben a 600 pc (M-6), 660 pc (M-23), 800 pc (M-67), 1.200 pc (M-18), 1.250 pc (M-29), 1.600 pc (M-52), 1.720 pc (M-11) ó incluso 2.600 (M-103) sólo por citar a los más conocidos de los aficionados.
El número de astros componentes va desde los 4 a 6 para los más pobres y sube, en algunos casos, a las 200 (M-67) e incluso 300 (NGC 7789) o 500 (M-67) , aunque por lo general se mantiene en torno a las 20-100 en la mayoría de los casos.
De sus espectros estelares se deduce una edad de 1 millón de años para los más recientes (como IC 1848) y 6.300 millones de años los más ancianos (NGC 6791), aunque son contados los cúmulos que llegan de los 1.000 millones de años (como M-67): con esa edad la rotación de la Galaxia habría tenido tiempo de dispersar todos sus componentes y sólo muy pocos han sobrevivido, como tales, hasta nuestros días.
Si nos atenemos a sus espectros, la gama conocida oscila entre la OB para los más calientes y raramente posteriores (F2 para el viejo NGC 188), perteneciendo la inmensa mayoría a los tres primeros tipos espectrales.
Con un telescopio de aficionado son aglomeraciones dispersas de estrellas, en algunos casos de diversos colores y brillos, fácilmente resueltas incluso a bajo aumento; con una CCD sencilla es fácil estudiar la disposición de sus componentes, medir las estrellas binarias o múltiples e incluso determinar el color propio de las estrellas con el empleo de filtros de color.
Pero hay cúmulos abiertos que guardan sorpresas curiosas: por ejemplo en el seno de M-44 encontramos cinco galaxias NGC y otras varias UGC hasta totalizar 9, la más brillante de las cuales (NGC 2624) es de magnitud 14,5 que con un tamaño de 48x42" es una nubecilla vaporosa bien visible con un reflector de 8-10 pulgadas de abertura. El resto de las galaxias va de la magnitud 15 en adelante, siendo fáciles de capturar con una CCD sencillita; este cúmulo dista unos 200-250 millones de años-luz de la Tierra y se encuentra, como es normal, "detrás" de M-44. Un caso curioso es el de M-46, situado a 5.400 años-luz, sobre el cual proyectada delante (dado que dista sólo a 2.930 años-luz) vemos una nebulosa planetaria denominada NGC 2438 que, por perspectiva, está "dentro" del mismo junto al resto de estrellitas.
Otros cúmulos sirven para que el aficionado pueda calibrar sus instrumentos, como ocurre con M-67 cuyos astros, perfectamente estudiados, sirven de "patrón" de referencia, en las observaciones fotoeléctricas o CCD para calibrar los filtros y los instrumentos. Y otros más, como M-45 o M-35, contienen bastantes binarias o múltiples como para que cualquier CCD, acoplada a cualquier telescopio, permita un estudio serio de sus componentes, sin olvidarnos de las variables.
Dado que todas las estrellas componentes del cúmulo han nacido con la misma composición química y se encuentran casi a la misma distancia, la variedad de brillos y espectros se debe únicamente a su masa: no es raro que en ciertos cúmulos (como M-11, en Scu) encontremos una estrella brillante, que destaca sobre las demás del grupo, mientras que en otros como NGC 2362 (CMa) encontramos una gigante azul (Tau CMa, magnitud 4,4 y tipo espectral O9) rodeada de hasta 60 débiles componente, distantes 5.100 años-luz. En otros casos las estrellas son casi idénticas y están envueltas en gas y polvo de cual han nacido (M-78, M-16, M-45 o M-42), quedando en algunos casos totalmente envueltas en los jirones de gas, que resultan por ello iluminados (el Trapecio, en el seno de M-42). En suma, una gran variedad de objetos para realizar con ellos los más variados estudios visuales, fotográficos o CCD.

CUMULOS GLOBULARES: a través de un telescopio mediano aparecen como conglomerados esféricos de astros hormigueantes, de color amarillo, ambarino o incluso anaranjado, con tamaños reales que oscilan entre los 50-100 años luz. Visualmente se concentran en las constelaciones de Escorpión, Sagitario, Ofiuco aunque se encuentran algunos en constelaciones vecinas: Libra, Acuario, Capricornio, Flecha, Aguila, Lira, Hércules o Lince. Incluso en la Osa Mayor, casi libre de estrellas o cúmulos que facilitan la visión del lejano Universo, se localiza el distante Palomar 4.
Los que han sido catalogados hasta el momento en nuestra Galaxia y aparecen reseñados en el Sky Calatogue (vol. II) apenas son 138, aunque si pudiésemos ver nuestra Galaxia desde fuera (como sí podemos hacer con otras, como las Nubes de Magallanes, por ejemplo) este número se vería ampliado.
La distancia hasta ellos es elevada: los más próximos distan 2.100 Pc (M-4), 3.100 (M-22), 4.600 pc (47 Tuc) y 5.200 (Omega Cen) que, precisamente por eso, aparecen bastante amplios y fácilmente resolubles en astros; a partir de ahí los podemos encontrar a distancias crecientes: 8.300 pc (M-80), 13.300 (M-79), 18.200 (M-75) o incluso 34.700 (NGC 7006) o 93.100 (NGC 2419).
Sus espectros son avanzados (F y G); el más brillante (magnitud 3,65 ) es Omega Centauri y el más débil (16 magnitud) es el denominado AM-1.
El tamaño aparente sólo es elevado en el caso de los más próximos: 36' (Omega Cent), 31' (47 Tuc), 26' (M-4), 24' (M-22), 19' (M-55), 17' (M-13) y bajan lentamente hasta descender a sólo 66" en el caso de NGC 416. Sin embargo el mayor globular de la Nube Menor de Magallanes (distante 60 kpc) mide sólo 2,6 minutos de arco (NGC 419), contra los 2,3 de NGC 1466 en la Nube Mayor (a 52 kpc). El tamaño real oscila entre los 50 a 200 años-luz, dependiendo de la riqueza y concentración de sus estrellas.
Con un telescopio de 100 mm de abertura ya se pueden comenzar a resolver las estrellas de la periferia en la mayoría de ellos, aunque sólo a grandes aumentos en reflectores de mediana abertura es factible lograr una resolución en las zonas más internas. Con una CCD normalita es fácil capturar sus componentes de magnitud 11 a la 16, quizá algo más si el cúmulo es cercano. Con instrumentos pequeños sólo son aglomeraciones de estrellas, como "bolas de nieve", pero con grandes aumentos en instrumentos de mediana abertura (por encima de 150-200 mm) podemos resolver la parte interna e incluso el núcleo de los más próximas: en este caso el objeto es un conjunto hormigueantes de estrellitas diminutas, brillando parpadeando en la distancia. Sin embargo los miembros más brillantes del distante NGC 2419 (unos 182.000 años-luz) no rebasan la magnitud 17 siendo por ello irresoluble para cualquier telescopio modesto: por contra su tamaño aparente tan elevado (2') indica que realmente mide unos 350 años-luz. NGC 7006, en Delfín, es otro de los más distantes (unos 150.000 años-luz) con astros de magnitud 1 como máximo, aglomeradas en un radio de unos 120 años-luz.
Algunos globulares tienen sorpresas añadidas: M-15 encierra cerca del núcleo una nebulosa planetaria PK65-27,1 que con 15,5 magnitud y 6" apenas en visible a casi 1'del núcleo con instrumentos medianos; en M-80 apareció la nova T Sco en mayo de 1860, que llegó a brillar en el máximo con magnitud 6,8 (200.000 veces más que le Sol) mientras que en M-14 apareció una nova en 1938 (magnitud 16 ) que quizá rozó la magnitud 11 en el máximo. Sin embargo otros cúmulos más próximos como M-4, M-22 ó M-13 son más normalitos, al menos para nuestros modestos aparatos.
El color de las estrellas visibles es preferentemente rojizo: de este modo en M-4 (uno de los más estudiados) todas las estrellas componentes, entre la magnitud 10,5 y 12,5 son rojas y naranjas, mientras que las estrellas blancas (A y F) no rebasan la magnitud 13 como máximo, quedando por ello el cúmulo, para los pequeños y medianos instrumentos, formado por astros preferentemente rojizos y anaranjados; el resto de las estrellas (se han computado más de 10.000) quedan por debajo de la magnitud 14-15 y fuera del alcance de la resolución.
Los cúmulos tienen tamaños compactos: en el caso de M-80 se ha determinado un diámetro de 50 años-luz, 60 para M-56 y M-9, para 47 Tuc (NGC 104) los estudios calculan un tamaño real de 210 años-luz y en M-15 este número se reduce a 130 años-luz; M-71 es especial en todo: es un globular bastante pobre, con un tamaño de apenas 30 años-luz pero cuyas componentes (de magnitud 12,5 a la 16) son todas rojizas, quedando las anaranjadas y amarillas por debajo de la magnitud 17-18. M-22 es también uno de los mejores conocidos: en él todos los miembros más brillantes (10,5 a 13,5) son estrellas rojas, el siguiente piso de estrellas anaranjadas se extiende de la 13,5 a la 14,5 mientras que estrellas amarillas o blancas sólo pueden encontrarse si se desciende más; su tamaño real es de unos 50-60 años-luz mientras que su masa ronda las 500.000 estrellas.
En las dos galaxias vecinas, las Nubes de Magallanes Mayor y Menor se localizan también con preferencia estos cuerpos, aunque son débiles al ser tan distantes (de la 9,8 magnitud en adelante en el primer caso y la 10 en el segundo caso); en la Galaxia de Andrómeda (M-31) los cúmulos globulares no superan la magnitud 15 siendo, por tanto, invisibles para los instrumentos de buena abertura, preferentemente con CCD. En otras galaxias más distantes son visibles también, aunque con una extrema debilidad y dificultad dada la distancia hasta ellas.
Una noche clara y establ cualquier instrumento, a partir de los 100-150 mm de abertura, aumentos superiores a los 200 y mucha paciencia nos permite escrutar el interior de estos densos aglomerados de estrellas.

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Observación de Pease 1 en M 14

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