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O B S E R V A C I O N E S

T E L E S C O P I C A S

 

m13.jpg (27742 bytes) Introducción

    Las observaciones que he realizado hasta la fecha están ordenadas por constelaciones y han sido realizadas con el telescopio refractor de distancia focal 1400 mm. y 90 mm. de diámetro con montura ecuatorial y de la marca Vixen, adquirido el 4 de enero de 1983.


Las observaciones hasta la fecha han sido realizadas desde los siguientes sitios:

Inca

Mallorca

España

 

Longitud: 02o51'48"E

Latitud: +39o43'12"

Ubicación de Mallorca

Ca'n Picafort

Mallorca

España

 

Longitud: 03º10'18"E

Latitud: +39º45'36"

 

 

m13.jpg (27742 bytes) Bibliografía

    Para las observaciones telescópicas he utilizado hasta la fecha los siguientes libros.

Guía del firmamento de José Luís Comellas (Editorial Rialp; ISBN: 84-321-1976-8)

Sky Catalogue 2000.0 Vol. 2 de Alan Hirshfeld y R. Sinnot (Editorial Sky Publishing Corporation, Cambrige, Massachusetts; ISBN: 0-933346-39-5)

               Messier, Charles (1730-1817), astrónomo francés nacido en Badonviller, célebre aún por el valioso catálogo de objetos celestes con aspecto nebuloso que recopiló desde 1758 hasta 1784. Messier denominó a estos objetos nebulosas y el propósito del catálogo era ayudar a otros astrónomos a distinguir estos objetos de los cometas. Messier también se distinguió por sus descubrimientos de cometas. Todavía hoy se estima su catálogo porque incluye galaxias y cúmulos de estrellas, así como verdaderas nebulosas. El número de orden del catálogo se sigue utilizando para designar los objetos que enumeró, es decir, M1, M2 y asi, ... hasta 116; y hoy en día representan un fantástico catálogo de observación para iniciarse en el mundo de la Astronomía.

Charles Messier

 

m13.jpg (27742 bytes) Tipos de observaciones

    Todas las observaciones realizadas del firmamento están catalogadas en función del objeto estelar observado en tres diferentes catálogos o páginas que ya están disponibles del web. Así como ordenadas por constelaciones  y fecha de descubrimiento y/o estudio. Las observaciones realizadas corresponden a las consteciones visibles desde Mallorca, España desde la latitud +40º

   Catálogo General de objetos: Engloba a todos los objetos estelares que he observado hasta la fecha dónde se incluyen galaxias, cúmulos estelares, cúmulos globulares, nebulosas difusas y planetarias, y, finalmente, estrellas dobles.

 

 

m13.jpg (27742 bytes) Estrellas dobles

   Catálogo de estrellas dobles: Engloban a las estrellas dobles, triples o sistemas orbitales formados por más de tres estrellas que orbitan alrededor de un astro central o estrella principal.

   Más de la mitad de las estrellas del firmamento son, de hecho, miembros de sistemas de dos estrellas o de sistemas de estrellas múltiples. Algunas estrellas dobles o binarias cercanas aparecen separadas cuando se las observa a través de telescopios, pero a la mayoría se las detecta como dobles sólo por medios espectroscópicos. Las estrellas dobles están compuestas por dos estrellas próximas y que giran en una órbita alrededor de su centro de masa común. Estas estrellas dobles fueron descritas por primera vez en 1803 por el astrónomo británico William Herschel.

    Las binarias espectroscópicas, identificadas por primera vez en 1889, no son separables visualmente por medio del telescopio, pero se pueden reconocer duplicando o ensanchando las líneas del espectro cuando gira el par de estrellas. Cuando uno de los componentes se aleja de la Tierra, el otro se aproxima a ella; las líneas del espectro de la estrella que se aleja se desplazan hacia el rojo, mientras que las de la estrella que avanza se desplazan hacia el violeta se denomina, por tanto, efecto Doppler.

    Otro tipo de estrella doble es la llamada variable eclipsante. Las estrellas de este tipo están formadas por un componente más brillante y otro más oscuro. Vista desde la Tierra, cuando la órbita es tal que la estrella más pálida eclipsa a la más brillante, la intensidad de la luz que llega desde la estrella oscila con regularidad, tal es el caso que podéis encontrar en el web de la estrella b lyrae y podéis ver la preciosa curva de luz del sistema orbital.

M40

   Las investigaciones han demostrado que una de cada dos o tres estrellas visibles con telescopio de moderado tamaño es una estrella doble. Miles de binarias visuales y muchos cientos de binarias espectroscópicas han sido estudiadas con gran detenimiento. Estas estrellas son la fuente principal de información sobre las masas estelares.

    A continuación se presenta el catálogo que tengo realizado hasta la fecha de todas las estrellas dobles o sistemas múltiples que he observado. Por ser el fichero de gran tamaño he preferido dividirlo en grupos de 200 estrellas dobles.

 

 

m13.jpg (27742 bytes) Catálogo de estrellas

    Excepto las relativamente pocas estrellas visibles a simple vista, a las estrellas se las denomina mediante números de acuerdo con los atlas y catálogos de estrellas realizados por los observatorios astronómicos. El primer catálogo de estrellas fue obra del astrónomo griego Tolomeo en el siglo II d.C. Conocido como Almagesto, enumeraba los nombres y las posiciones de 1.028 estrellas. En 1603, el astrónomo alemán Johann Bayer publicó en Augsburgo un atlas estelar. Bayer mencionaba una cantidad de estrellas mucho mayor que Tolomeo y las designaba mediante una letra griega y la constelación, o configuración celeste, donde aparece la estrella.

    En el siglo XVIII, el astrónomo inglés John Flamsteed también publicó un atlas en el que las estrellas eran denominadas según su constelación, pero Flamsteed las diferenciaba con números en vez de letras. Este atlas contenía la situación de unas 3.000 estrellas. El primer catálogo de estrellas moderno, realizado en 1862 por el Observatorio de Bonn, en Alemania, contiene la situación de más de 300.000 estrellas.

    En 1887 un comité internacional comenzó a trabajar en un catálogo detallado de estrellas. Fue realizado a partir de fotografías tomadas por unos 20 observatorios, incluyendo 21.600 placas individuales, que muestran de 8 a 10 millones de estrellas.

    Los catálogos de estrellas modernos no son libros, sino copias de placas fotográficas de cristal tomadas con telescopios de gran alcance. El primer informe importante de este tipo se completó a mediados de los años cincuenta, utilizando el telescopio Schmidt de 1,22 m en Monte Palomar (EE.UU.). Cada placa cubre una región del cielo de 6° por 6°, y 1.035 mapas cubren todo el cielo visible desde este lugar. El conjunto de mapas correspondiente al sur del cielo se ha realizado utilizando telescopios Schmidt en Australia y Chile.

 

m13.jpg (27742 bytes) Clasificación de los espectros estelares

    El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo estadounidense Edward Pickering en el Observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al importante descubrimiento de que los espectros estelares pueden estar dispuestos en una secuencia continua según la intensidad relativa de ciertas líneas de absorción. Las variaciones observadas dentro de la secuencia proporciona datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Diagrama HR

Diagrama Hertzsprung-Russell

     La posición en el diagrama H-R del punto que representa una estrella corresponde a su brillo y a su temperatura. Las estrellas de la izquierda del diagrama son azules porque son cálidas, y las de la derecha son rojas porque son frías. La banda diagonal que va desde el extremo superior izquierdo al inferior derecho se denomina secuencia principal. Las estrellas del extremo superior derecho son gigantes rojas, aunque son frías y rojas, son muy brillantes porque son muy grandes. Las estrellas cercanas al extremo inferior (conocidas como enanas blancas) son muy cálidas, pero no muy brillantes porque son pequeñas. Este diagrama fue desarrollado independientemente por un danés, Ejnar Hertzsprung, y un estadounidense, Henry Norris Russell.

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

Clase O

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

Clase B

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

 

Clase A

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

 

Clase F

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

 

Clase G

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

Clase K

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

 

Clase M

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

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

 

m13.jpg (27742 bytes) Cúmulos estelares

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

M45

 

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

 

M42

 

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

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

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

 

 

m13.jpg (27742 bytes) Cúmulos globulares

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

 

M13

 

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

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

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

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

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

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

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

 

 

m13.jpg (27742 bytes) Nebulosas difusas y planetarias

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

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

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

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

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

 

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

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

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

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

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Nebulosa de la Cabeza de Caballo

   La nebulosa de la Cabeza de Caballo, situada a unos 1.000 años luz en la constelación Orión, es una nube interestelar oscura de gas y polvo. Esta nebulosa oscura se ve desde la Tierra porque bloquea la luz de las estrellas jóvenes y el gas brillante de detrás de la nebulosa.

Science Source/Photo Researchers, Inc.

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

 

 

m13.jpg (27742 bytes) Galaxias

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

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

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

Vía Láctea

Vía Láctea

                   El Sistema Solar se encuentra en uno de los brazos espirales de la galaxia con forma de disco llamada Vía Láctea. Esta fotografía muestra el centro de la Vía Láctea, a 30.000 años luz. En la imagen se ven cúmulos de estrellas brillantes con áreas oscuras de polvo y gas.

Morton-Milon/Science Source/Photo Researchers, Inc.

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

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

M31

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

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

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

 

 

m13.jpg (27742 bytes) Observaciones ordenadas por constelaciones

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

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

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

Masm © (Ultima actualización 03-ene-2004