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Explicaciones para el uso del directorio de galaxias

El modo de escritura se intentó adecuar al idioma ingles.

1a. Columna:
1a. Función: Las coordenadas recomendadas del centro de las imágenes. Estas son las coordenadas donde a menudo se puede encontrar el objeto enumerado en la 3a. columna; por ejemplo: las coordenadas del 2er. campo de imagen (RA 00h 01m 57.9s) son la posición de UGCA 444. Si en estas coordenadas no se aprecia una galaxia brillante (en el centro de la imagen) se debe a que en esta imagen se pueden apreciar varios objetos distribuidos. Cada usuario adaptará estas coordenadas a su campo de imagen si es necesario. Las coordenadas provienen de la base de datos SIMBAD y se redondearon a 0.1s en RA y 1" en DEC. El autor determinó las coordenadas Fc.
2a. Función: SIMBAD: haga clic con el ratón en las coordenadas individuales de la primera columna, cambie de SIMBAD a Aladin Lite (Interactive Aladin Lite view). Se enumeran los datos básicos de todos los objetos disponibles dentro de un radio de 10 'de estas coordenadas, en casos individuales más de 3.000 de todas las clases (puede durar algún tiempo). Es difícil trabajar con tantos objetos. Ocasionalmente se aprecia el símbolo "!" en estas coordenadas.
En la página web de SIMBAD pulse la columna de un objeto, se abre otra ventana con los datos disponibles para este determinado objeto. En ella usted también encontrara una gran variedad de información relevante. Esto es importante porque el autor a menudo usaba términos más cortos que SIMBAD principalmente por razones de espacio. Sin embargo, muchas galaxias débiles solo pueden identificarse con NED. Tenga en cuenta que el autor en "Datos del objeto" (columna 6) apenas utiliza información de SIMBAD.
 
2a. Columna:
"mejor vista" representa la fecha en la que se puede observar el objeto por mas tiempo. Lo que se quiere decir es, que este el día del calendario en el cual la culminación del campo de recepción ocurre a la medianoche. El tiempo se determinó aproximadamente (+ - 1 día) con un mapa estelar giratorio, que coincidía con la longitud geográfica de Berlín (aproximadamente 1,5 de longitud al oeste de la longitud de 15 ° Este). Si se tiene en cuenta esta relación, la información se puede utilizar en todo el mundo, es decir, en cualquier zona horaria. Si la longitud de la ubicación de observación difiere significativamente dentro de la zona horaria, se debe tenerse en cuenta que, con cada grado de longitud al oeste la culminación ocurrirá a la medianoche un día después y cada grado de longitud al este ocurrirá un día antes.
Por ejemplo, si se desea utilizar la información en el directorio en la Sierra Nevada en España donde también se aplica el horario central (CET), pero la longitud es de aproximadamente 3 ° Oeste, ¡la culminación ocurrirá a la medianoche 16 o 17 días después!

3a. Columna:
1a. Función: Nombre y catálogo de algunos objetos brillantes y objetos particularmente lejanos e identificables en los campos de imágenes. A menudo los nombres de los objetos son acortados modificándoles como el siguiente ejemplo: IC 1642/46, LEDA 4370/92 = IC 1642, IC 1646, LEDA 4370, LEDA 4392 o el nombre del catálogo se omite para objetos posteriores, por ejemplo, LEDA 85298, 1298602, 3091891 = LEDA 85298, LEDA 1298602, LEDA 3091891.
Según la base de datos SIMBAD, no se utilizaron nombres PGC. Estos tienen los mismos números que LEDA (con pocas excepciones). Si hay un asterisco "*" al final de la designación del objeto, es (al menos para el autor) uno de los campos de imagen más bonitos e interesantes que definitivamente debe tenerse en cuenta de observar. Un asterisco dentro de los nombres de los objetos indica una estrella brillante en el campo de imagen. Si hay un superíndice ᴺ al final del nombre de un objeto, este objeto no figura en SIMBAD y se toma de NED.
2a. Función: los nombres de los objetos se proporcionan con un enlace a Digitized Sky Survey, donde se puede ver la sección correspondiente del cielo. Los instrumentos de registro fueron el telescopio Palomar Oschin-Schmidt de 48 pulgadas con 1220/1830/3050 mm (apertura de placa Schmidt/diámetro del espejo/distancia focal, 1:2,5), el telescopio Schmidt británico de casi el mismo tamaño en el Observatorio Anglo-australiano en Siding Spring y el telescopio Schmidt de 1 m de ESO en La Silla.

4a. Columna:
Información adicional sobre los enlaces en la tercera columna (Digitized Sky Survey): 1. Sensibilidad de color de las grabaciones de placas analógicas mostradas, B = azul, R = rojo, 2. Tamaño angular del campo de imagen visualizado en minutos de arco.

5a. Columna:
Abreviaturas habituales para las constelaciones en las que se encuentra el campo de imagen.

6a. Columna:
En "Datos del objeto" hay información abreviada (ver abreviaturas) para la mayoría de las 4 a 5 galaxias, muy limitadas por el espacio. Al principio suele existir la distancia angular y la dirección cardinal aproximada (cursiva) en la que se ubica un objeto desde el centro de la imagen (el norte está arriba y el este siempre lado izquierdo). Las distancias > 10´ fueron medidas por el autor en la pantalla y son menos precisas. Consejo: para una mejor orientación, alinee los ejes de imagen de sus imágenes con los puntos cardinales. Los nombres de los objetos (ver 3a. columna) fueron abreviados de la siguiente manera: NGC 7806 = N..06, LEDA 1950019 = L..19, 6dFGS gJ203220.5-020828 = 6d..28.
El tipo de galaxia generalmente se escribe entre paréntesis (se omite en el caso de galaxias elípticas), la extensión angular y el brillo total (V = visual, B = brillo azul (B (m_B) o b_J), g = brillo verde - SDSS estándar, λ 490 nm y en algunos casos R = brillo rojo).
Las galaxias suelen ser más débiles en el azul entre 0,6 y 1 de magnitud que en el visual (índice de color). Suponiendo 0.8 mag, se tiene un buen punto de partida para la conversión.
Los brillos totales están relacionados con la extensión angular, están metrológicamente vinculados a una isófota límite. Como fotógrafo, lo que más me interesa es la extensión visible de los objetos en el Digitized Sky Survey, que suele ser mucho mayor. Por este motivo, el autor intentó determinar él mismo los tamaños de los ángulos con Aladin Lite (superíndice ᴬ = autor fuente). En ocasiones también se reemplazó información faltante en las bases de datos. Naturalmente está claro que, debido al aumento de las dimensiones angulares, los brillos totales (integrado a 1 ◻") ya no se correlacionan exactamente con la información de los bancos de datos (deberían ser ligeramente más brillantes).
Dado que las dimensiones angulares, en relación con el brillo total, están ligadas a una isófota límite, pero los objetos en el Digitized Sky Survey a menudo parecen significativamente más grandes, el autor normalmente midió él mismo los tamaños angulares (lo mejor posible) con Aladin Lite ( superíndice ᴬ = autor fuente). En ocasiones también se agregó información faltante en las bases de datos. Durante el desarrollo del directorio, el autor también agregó las dimensiones máximas mensurables de los objetos NED (entre paréntesis con un superíndice N, por ejemplo (6,6´ᴺ), medido en la banda de paso ESO-LV "Quick Blue" IIa-O). Detrás de los brillos se encuentra el desplazamiento hacia el rojo z, ya sea donde se conoce o por razones de espacio.
Esto no se administró heliocéntricamente como de costumbre, ¿por qué? La radiación de fondo 3K es el sistema de inercia universal cuando se trata de expansión del espacio. Gracias a mediciones satelitales precisas, ahora sabemos que nos estamos moviendo en una dirección contra la radiación de fondo 3K a aproximadamente 620 km / s. Por lo tanto, el autor usó desplazamiento hacia el rojo z corregidos de NED, en los cuales este movimiento fue eliminado. La probabilidad de acertar correctamente el tiempo de viaje de la luz requiere para alcanzar un objeto es estadísticamente más probable. Desafortunadamente y por lo general no conocemos la velocidad de las galaxias en el espacio y solo obtenemos una estimación del tiempo de propagación de la luz, en el que interpretamos solo como la expansión del espacio. Sin embargo, en cúmulos de galaxias muy densos, la velocidad del aire puede alcanzar hasta 1.000 km / s. La incertidumbre es extremadamente alta, especialmente para los objetos cercanos. Por lo tanto, el autor a menudo utiliza para estos casos la Información de distancia de Wikipedia (principalmente allí se muestra la z corregida respecto al centro galáctico).
Después de z sigue LT (light travel time) = tiempo de viaje de la luz. Esta información se calculó a partir de z utilizando la "Ned Wright´s Javascript Cosmology Calculator". Como el parámetro de Hubble H₀, el autor utilizó un primer resultado de los datos de Gaia: 73.5 km/s/Mpc, lo que contradice los resultados de las sondas espaciales de cosmología WMAP y Planck (H₀ obviamente no es una constante). Otros parámetros de los cálculos de LT fueron: densidad de materia 0.27, densidad de energía de vacío 0.73, en un universo plano. Si LT está entre paréntesis, este tiempo de viaje de la luz se aplica conjuntamente a dos galaxias listadas anteriormente.
Si usted es de los que tiende a pensar de manera natural que el tiempo de viaje de la luz en llegar a un objeto (LT) es lo mismo que años luz, tenga en cuenta lo siguiente: en un universo en expansión acelerada, la ecuación del tiempo y la distancia de tránsito de la luz tienden a ser absurdamente diferentes con el aumento del desplazamiento hacia el rojo z. El tiempo de viaje ideal de la luz, es igual a la distancia en años luz que la luz ha recorrido hacia nosotros. Pero esta distancia del objeto ya no es la misma que cuando viajaba la luz, ni la distancia de hoy, ni será la misma en el momento que se requiera desplazar hacia el mismo objeto. En vista de las incertidumbres, esta visión simplificada solo es aceptable en las proximidades cosmológicas de nuestra Vía Láctea (hasta aprox. z = 0.1, tiempo de viaje de la luz de aproximadamente 1.200 millones de años).
Fuentes y referencias:
Messier, NGC e IC información de objetos (tipo, tamaño de ángulo, brillo) provienen del proyecto NGC / IC, a menos que una letra en superíndice indique lo contrario (directorio del Dr. Wolfgang Steinicke, a partir de marzo de 2020-23). Los desplazamientos hacia el rojo z corregidos por 3K se toman de NED (con algunas excepciones). La información sobre objetos más débiles, grupos y cuásares también se toma de NED (Base de datos extragalácticos de la NASA / IPAC), la base de datos extra galáctica más grande del mundo.
Las desviaciones de esto generalmente se indican mediante letras superíndices (ˢ, ᴺ, ʷ, ᴬ, ᴾᴳᶜ, ᴺᴵ - ver abreviaturas). La información sobre estrellas brillantes proviene de SIMBAD (SIMBAD Astronomical Database - CDS Strasbourg).

7a. Columna:
Estrellas de referencia: estrellas brillantes (> 3mag) para ayudar a localizar las coordenadas de grabación. Las antiguas letras griegas utilizadas a veces se escribían entre paréntesis.

8a. Columna:
Brillo visual de las estrellas de referencia (fuente: SIMBAD), ~ significa estrella variable

9a. Columna:
Tipos espectrales de las estrellas de referencia (fuente: SIMBAD)

10a. Columna:
Coordenadas de las estrellas de referencia (fuente: SIMBAD), redondeadas a 0.1s en RA y a 1" en DEC
                                                                                                                                                                                                                                                                                                     Traducido por: José de Jesus Torres Landaverde