LA MORFOLOGÍA Y CLASIFICACIÓN DE LAS GALAXIAS
La clasificación de las galaxias según su forma es una herramienta fundamental en la astronomía moderna, ya que permite a los investigadores construir una comprensión profunda sobre cómo se forman y evolucionan estos sistemas en el tiempo cósmico. A continuación, se presenta un análisis exhaustivo de los sistemas de clasificación, los tipos de galaxias, su organización estructural y sus procesos evolutivos.
• SISTEMAS DE CLASIFICACIÓN DE GALAXIAS
El primer sistema de clasificación de galaxias que obtuvo una aceptación casi universal fue propuesto por Edwin Hubble en 1926, mediante su famoso diagrama de "diapasón" o secuencia de Hubble. En este esquema original, las galaxias se organizan en una secuencia que comienza con las elípticas y se divide en dos ramas principales de espirales: las normales (S) y las barradas (SB). Históricamente, las galaxias elípticas y las espirales Sa se denominaron "tempranas", mientras que las Sc e irregulares se llamaron "tardías", términos que hoy se asocian a la evolución estelar y no necesariamente a una progresión cronológica de la galaxia como un todo.
Los criterios morfológicos primarios utilizados para la clasificación incluyen el tamaño del núcleo o bulbo central, el grado de apertura de los brazos espirales (ángulo de paso) y la resolución de estos brazos en nudos estelares y regiones de formación activa. Por ejemplo, el ángulo de paso de los brazos espirales aumenta de forma fluida desde 0° en galaxias tipo S0/a hasta aproximadamente 17° en galaxias tipo Sc.
Existen criterios secundarios y sistemas modificados que añaden mayor precisión, como el sistema de de Vaucouleurs, que introduce una tercera dimensión para distinguir entre la presencia de anillos (r), variedades puramente espirales (s) y estados intermedios (rs). Por otro lado, el sistema de Morgan (o sistema Yerkes) se basa principalmente en la concentración central de la luz, lo cual tiene una correlación directa con el tipo espectral integrado y la edad de la población estelar dominante: las galaxias tipo "k" están muy concentradas y poseen espectros de estrellas viejas, mientras que las tipo "a" están poco concentradas y dominadas por estrellas jóvenes.
• TIPOS DE GALAXIAS Y SUS CARACTERÍSTICAS
• Galaxias Elípticas (E)
Se caracterizan por tener perfiles de luz suaves y formas elipsoidales, dominadas por poblaciones de estrellas viejas ricas en metales. Su clasificación varía de E0 (circulares en proyección) a E7 (las más aplanadas), basándose en la relación entre sus ejes mayor y menor. Investigaciones recientes sugieren una dicotomía física: las elípticas gigantes suelen tener formas "encajonadas" (boxy), rotan lentamente y poseen núcleos definidos, mientras que las de menor luminosidad suelen ser "discoidales" (disky), rotan rápidamente y carecen de núcleos centrales prominentes.
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| NGC 4486 |
• Galaxias Espirales (S y SB)
Estas galaxias presentan una estructura compleja compuesta por un disco, un bulbo central, un halo y brazos espirales. Las espirales normales (S) carecen de una barra central, mientras que las espirales barradas (SB) poseen una estructura alargada que sirve como conducto para transportar gas hacia las regiones nucleares. Sus subclasificaciones (Sa, Sb, Sc, Sd) dependen de la prominencia del bulbo y de qué tan apretados están los brazos: las Sa tienen bulbos grandes y brazos muy cerrados, mientras que las Sc y Sd tienen bulbos diminutos y brazos abiertos y fragmentados.
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| NGC 2841 |
• Galaxias Lenticulares (S0/SB0)
Estas galaxias representan un estado de transición, poseyendo un disco aplanado y un bulbo como las espirales, pero careciendo de brazos espirales visibles y de cantidades significativas de gas interestelar. Aunque Hubble las situó entre las elípticas y las espirales, las S0 suelen ser sistemáticamente menos luminosas que las galaxias E o Sa, lo que sugiere que podrían ser espirales que perdieron su gas debido a interacciones con el entorno de un cúmulo.
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| NGC 5364 & NGC 5363 |
• Galaxias Irregulares (Ir)
Se definen por su falta de simetría rotacional y la ausencia de brazos espirales definidos, mostrando a menudo una apariencia parcheada debido a la formación estelar activa. Se dividen en tipos como las irregulares magallánicas (que pueden tener barras) y las irregulares peculiares o amorfas, que a menudo resultan de interacciones gravitatorias violentas o colisiones.
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| NGC4449 |
• Galaxias Peculiares
Son objetos que muestran distorsiones extremas, colas de marea o estructuras inusuales debido a interacciones recientes o fusiones en curso con otras galaxias.
• AGRUPACIÓN GALÁCTICA Y ESTRUCTURA A GRAN ESCALA
Las galaxias se organizan en jerarquías impulsadas por la gravedad y la materia oscura, formando grupos, cúmulos y supercúmulos. Los grupos son las estructuras más pequeñas, como nuestro Grupo Local, que contiene unas 30 galaxias, incluyendo la Vía Láctea y Andrómeda, distribuidas en un radio de aproximadamente 1 Megaparsec. Los cúmulos ricos, como el de Virgo o Coma, pueden contener miles de galaxias y se extienden por varios Megaparsecs.
La materia oscura desempeña un papel vital en la dinámica de estas estructuras, ya que proporciona la masa necesaria para mantener la cohesión de los cúmulos y grupos; por ejemplo, las galaxias esferoidales enanas poseen fracciones muy altas de materia oscura. En los cúmulos densos, el entorno afecta la morfología: las galaxias elípticas y lenticulares predominan en los centros densos, mientras que las espirales son más comunes en la periferia de baja densidad.
• DIFERENCIAS DE COMPOSICIÓN Y POBLACIONES ESTELARES
Existe una correlación directa entre el tipo morfológico y la composición de una galaxia. Las galaxias de tipos tempranos (E, S0, Sa) son generalmente más rojas, indicando poblaciones estelares viejas con alta metalicidad (específicamente altos ratios de Mg/Fe en elípticas), y poseen muy poco gas o polvo. En contraste, las galaxias de tipos tardíos (Sc, Sd, Ir) son más azules, ricas en gas joven y polvo, con una formación estelar activa y continua. Estas diferencias reflejan sus caminos evolutivos: las elípticas gigantes probablemente se formaron por fusiones rápidas de fragmentos estelares, mientras que los discos de las espirales se formaron por el colapso disipativo de gas que conservó su momento angular.
• ESCALAS DE TAMAÑO Y MASA
Las galaxias varían drásticamente en tamaño y masa estelar. En el extremo inferior se encuentran las galaxias esferoidales enanas (dSph), que son los objetos más comunes del universo, con luminosidades extremadamente bajas y masas pequeñas. En el extremo superior se hallan las galaxias cD, elípticas supergigantes que residen en los centros de cúmulos ricos y poseen envoltorios de luz que pueden alcanzar dimensiones similares a las del núcleo del cúmulo mismo. Por ejemplo, mientras una espiral gigante como Andrómeda tiene una masa considerable, una galaxia cD puede ser órdenes de magnitud más masiva debido a la acumulación de restos de galaxias canibalizadas.
• EVOLUCIÓN DE LA MORFOLOGÍA GALÁCTICA
La clasificación galáctica está íntimamente ligada a la edad de sus estrellas y a los procesos de transformación ambiental. Las galaxias pueden "transmutar" de un tipo a otro; por ejemplo, las espirales que caen en cúmulos densos pueden perder su gas por presión cinética (ram-pressure stripping), convirtiéndose en galaxias "anémicas" o lenticulares S0.
El efecto Butcher-Oemler muestra que los cúmulos distantes (vistos en el pasado) contienen una fracción mucho mayor de espirales azules que los cúmulos cercanos, lo que confirma que las galaxias evolucionan morfológicamente con el tiempo cósmico. Las interacciones y fusiones también son motores críticos, capaces de transformar galaxias espirales ricas en gas en galaxias elípticas masivas.
• LAS GALAXIAS MÁS ANTIGUAS Y EL UNIVERSO TEMPRANO
Las galaxias observadas a mayores distancias, conocidas como galaxias con ruptura de Lyman (Lyman-break galaxies), se encuentran en desplazamientos al rojo de z ≈ 3. Estos objetos suelen ser pequeños, asimétricos y mucho menos luminosos que las galaxias masivas actuales, lo que sugiere que son los precursores o bulbos jóvenes de las galaxias que vemos hoy.
Un hallazgo sorprendente en el Campo Profundo del Hubble es la casi total ausencia de galaxias espirales barradas a grandes distancias, lo que podría indicar que los discos estelares primitivos estaban demasiado "calientes" dinámicamente o eran demasiado inestables para desarrollar barras en esa época temprana. El descubrimiento de estas galaxias antiguas implica que el ensamblaje de las grandes estructuras galácticas ocurrió mediante la fusión sucesiva de fragmentos más pequeños a lo largo de miles de millones de años.
• LA MATERIA OSCURA Y SU ROL EN LA CONFIGURACIÓN GALÁCTICA
La materia oscura desempeña un papel fundamental y determinante en la configuración, estabilidad y formación de las galaxias, actuando como el "andamiaje" gravitatorio sobre el cual se asienta la materia visible. Su influencia se manifiesta de diversas formas dependiendo del tipo de galaxia y su entorno.
• Estabilización de la forma y prevención de estructuras
Una de las influencias más críticas de la materia oscura en la morfología galáctica es su capacidad para estabilizar los discos galácticos. En las galaxias de bajo brillo superficial (LSB), el alto contenido de materia oscura actúa como un mecanismo de protección contra las inestabilidades dinámicas. Específicamente, estas galaxias son notablemente estables frente al crecimiento de "barras" (estructuras alargadas en el centro); esto se debe a que su alta fracción de materia oscura priva al disco de la autogravedad necesaria para amplificar las semillas dinámicas no axiales que darían lugar a una barra.
• Formación y naturaleza de las galaxias enanas
La materia oscura es un componente esencial para entender la existencia de las galaxias esferoidales enanas (dSph). A diferencia de los cúmulos globulares, la mayoría de las galaxias dSph parecen contener grandes cantidades de materia oscura. Esta presencia es una prueba clave de su origen: sugiere que estas galaxias se formaron como objetos individuales e independientes cuando el universo era joven, y no como condensaciones resultantes de "colas de marea" desprendidas de galaxias masivas en interacción. Esto se debe a que no se espera que la materia oscura de las coronas de galaxias masivas se integre en dichas colas de marea durante los encuentros galácticos.
• Influencia en el tamaño y masa de galaxias gigantes
En el extremo opuesto de la escala, las galaxias más masivas del universo, como las galaxias cD (elípticas supergigantes en centros de cúmulos), también ven su forma y tamaño influenciados por la materia oscura. Se ha sugerido que la masa bariónica (materia normal) de estas galaxias puede depender directamente de la profundidad o la estructura de sus halos de materia oscura. Esto implica que la extensión de sus enormes envolturas luminosas está íntimamente ligada al pozo gravitatorio proporcionado por la materia oscura del cúmulo donde residen.
• Distribución de la materia y potencial gravitatorio
La materia oscura domina el potencial gravitatorio en ciertos tipos de sistemas, dictando cómo se distribuye la materia visible. En las galaxias de bajo brillo superficial, el material luminoso parece haberse asentado en un disco que está completamente dominado por el potencial del halo (presumiblemente de materia oscura). La comparación de las curvas de rotación indica que, en las galaxias LSB, tanto la luz como la masa están distribuidas de manera más difusa que en los sistemas de disco normales, lo que sugiere que la distribución inicial de la materia oscura fue un factor determinante en su historia evolutiva. Debido a que su densidad superficial de masa es baja, los discos de las galaxias LSB funcionan como excelentes trazadores de las propiedades de los halos de materia oscura, reflejando fielmente cualquier desviación de la simetría axial dentro de dichos halos.
La materia oscura no solo permite la formación de las galaxias al proporcionar la gravedad necesaria, sino que también determina si una galaxia desarrollará estructuras internas como barras, define los límites de masa de las galaxias gigantes y permite la supervivencia de sistemas extremadamente tenues y difusos como las enanas esferoidales.
• LA ESCASEZ DE GALAXIAS BARRADAS EN EL UNIVERSO TEMPRANO
La escasez de galaxias barradas en el universo temprano es un fenómeno observado principalmente a través de estudios de campo profundo, como los realizados con el Telescopio Espacial Hubble. Esta baja frecuencia se debe a factores dinámicos y evolutivos relacionados con la formación de las primeras galaxias.
Las estadísticas muestran una disminución drástica de estas estructuras a medida que se observa más atrás en el tiempo. Mientras que en el universo cercano las galaxias barradas constituyen aproximadamente el 22% de las muestras (como en el Catálogo Shapley-Ames), en el Campo Profundo del Hubble (HDF) su presencia se reduce a apenas un 0.3%.
Las barras son inestabilidades que requieren discos estelares "fríos" para desarrollarse. Se sugiere que las poblaciones estelares en los discos de las primeras galaxias tenían un movimiento aleatorio tan elevado que suprimía la formación de estas inestabilidades. Este estado se describe a menudo como discos dinámicamente "calientes". Esta agitación o calor dinámico pudo haber sido el resultado de la caída frecuente y captura de cúmulos de gas ancestrales masivos durante la época en que las galaxias se estaban ensamblando. La captura constante de estos fragmentos habría mantenido los discos demasiado inestables para permitir que las barras se formaran.
Otra posibilidad es que las galaxias jóvenes en el universo temprano simplemente no hubieran tenido tiempo suficiente para desarrollar inestabilidades de tipo barra. Se ha planteado tentativamente que el colapso rápido de las protogalaxias masivas en el pasado remoto generó discos inherentemente calientes que son estables frente a las deformaciones de barra. La combinación de una ensambladura galáctica violenta y discos estelares con alta energía cinética impidió que las barras se convirtieran en una característica común hasta épocas más recientes de la historia del universo.
• LA TRANSFORMACIÓN DE GALAXIAS ESPIRALES EN ELÍPTICAS
La transformación de las galaxias espirales en elípticas es uno de los procesos más dinámicos y significativos en la evolución del universo, y ocurre principalmente a través de la fusión de galaxias (mergers) y las interacciones gravitatorias intensas. Este cambio morfológico no es solo una alteración visual, sino una reestructuración profunda de la dinámica estelar y el contenido gaseoso del sistema.
• Fusiones galácticas como motor de cambio
El mecanismo principal para convertir galaxias de disco (como las espirales) en sistemas elipsoidales es la colisión y posterior fusión. Se distinguen dos tipos fundamentales de fusiones que dan lugar a diferentes variedades de galaxias elípticas. En las fusiones con disipación (dissipational mergers) se postula que las galaxias elípticas que presentan perfiles de potencia (power-law) y estructuras internas discoidales se formaron mediante la fusión de objetos ancestrales ricos en gas. En este escenario, el gas de las galaxias espirales originales colisiona, pierde momento angular y se concentra en el núcleo, desencadenando brotes de formación estelar antes de que el sistema se estabilice en una forma elíptica. Por otro lado, las fusiones sin disipación (dissipationless mergers) producen las galaxias elípticas más masivas y luminosas (caracterizadas por formas "encajonadas" o boxy y la presencia de núcleos definidos), que parecen haberse formado a partir de la fusión de objetos ancestrales compuestos principalmente por estrellas, con poco gas disponible para disipar energía.
• Ensamblaje desde el universo temprano
Las observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble sugieren que muchas galaxias observadas en el universo joven eran fragmentos asimétricos o "clumps" en proceso de ensamblaje. Estos fragmentos, incluidos los sistemas conocidos como galaxias con ruptura de Lyman, actúan como precursores que deben fusionarse sucesivamente con sus vecinos para evolucionar hacia las galaxias elípticas y esferoidales masivas que dominan los centros de los cúmulos en la actualidad. La frecuencia de estas interacciones aumenta significativamente con el desplazamiento al rojo, lo que indica que el pasado del universo fue una época de transformaciones morfológicas mucho más violentas.
• El papel de los agujeros negros en la estructura final
Un aspecto fascinante de esta transformación es la creación de los núcleos galácticos. Cuando dos galaxias espirales se fusionan, los agujeros negros masivos de sus centros pueden interactuar y calentarse orbitalmente, transfiriendo energía a las estrellas circundantes y expulsándolas hacia mayores distancias galactocéntricas. Este proceso es el que probablemente genera los "núcleos" (cores) observados en las galaxias elípticas más masivas, diferenciándolas de los sistemas que mantienen perfiles de potencia pura.
• Transiciones intermedias: el camino a las lenticulares
No todas las espirales terminan como elípticas puras; muchas pasan por un estado intermedio como galaxias lenticulares (S0). En entornos densos como los cúmulos de galaxias, las espirales pueden perder su gas debido al despojo por presión cinética (ram-pressure stripping) o al "acoso" (harassment) derivado de encuentros de marea rápidos. Este proceso elimina la capacidad de la galaxia para formar nuevas estrellas en sus brazos, transformándola en un disco inactivo que eventualmente puede fusionarse con otros para completar la transición a una elíptica masiva.
La transformación de espiral a elíptica es un viaje desde un sistema dinámicamente "frío" y rico en gas hacia uno dinámicamente "caliente", sostenido por la presión de los movimientos estelares aleatorios, impulsado casi siempre por la fuerza de la gravedad durante las colisiones cósmicas.
• EL ROL DE LOS AGUJEROS NEGROS MASIVOS EN LA MORFOLOGÍA GALÁCTICA
Los agujeros negros masivos desempeñan un rol fundamental y transformador en la configuración de las regiones centrales de las galaxias, particularmente en la creación de los núcleos (cores) de las galaxias elípticas más luminosas.
• Formación de núcleos mediante binarias de agujeros negros
Una de las teorías más prominentes sugiere que los núcleos de las galaxias elípticas gigantes no son estructuras primordiales, sino el resultado de fusiones galácticas violentas. Cuando dos galaxias ancestrales que poseen agujeros negros masivos en sus centros se fusionan, estos agujeros negros terminan orbitando entre sí, formando un sistema binario que eventualmente cae hacia el centro del nuevo sistema. Durante este proceso, los agujeros negros transfieren su energía orbital a las estrellas que se encuentran en su vecindad. Este fenómeno, a menudo descrito como "calentamiento dinámico", provoca que las estrellas sean expulsadas hacia distancias galactocéntricas mayores. Como consecuencia, la densidad estelar en el centro disminuye, creando un perfil de luminosidad más plano que define lo que los astrónomos clasifican como un "núcleo".
• Contraste con galaxias de perfil de potencia
Este rol de los agujeros negros ayuda a explicar la dicotomía observada entre diferentes tipos de galaxias elípticas. Las galaxias con núcleo suelen ser las más masivas, presentan formas "encajonadas" (boxy) y se cree que son el producto de fusiones donde la interacción de los agujeros negros limpió de estrellas la región central. Las galaxias de perfil de potencia carecen de un núcleo plano y su brillo aumenta de forma constante hacia el centro (siguiendo una ley de potencia). Se postula que estos sistemas se formaron a partir del colapso de una única protogalaxia o mediante fusiones gaseosas donde no ocurrió este proceso de expulsión estelar por agujeros negros binarios.
• Impacto en la destrucción de estructuras
Además de crear núcleos, los agujeros negros masivos pueden influir en la supervivencia de otras estructuras galácticas. En las galaxias elípticas supergigantes (tipo cD), la escasez de galaxias compañeras compactas cerca de sus centros podría deberse a que los agujeros negros masivos ocultos en sus núcleos las "desgarran y rebanan" mediante fuerzas de marea extremas. Se ha sugerido, aunque con menor certeza, que la formación de un agujero negro central masivo podría incluso contribuir a la destrucción de las barras estelares en las galaxias espirales, alterando su clasificación morfológica con el tiempo.
Los agujeros negros no son solo habitantes pasivos de los centros galácticos; son agentes dinámicos que, mediante la transferencia de energía durante las fusiones, determinan si una galaxia masiva desarrollará un núcleo central difuso o mantendrá una concentración estelar extremadamente densa.
Esta es una lista detallada de ejemplos de galaxias reales para cada tipo y categoría según las fuentes consultadas al final de este post:
▪ 1. Galaxias Elípticas (E)
Estas galaxias se clasifican por su elipticidad (E0 a E7) y por su estructura interna (boxy o disky).
• E0 (Circular): NGC 4486 (también conocida como M87), una elíptica gigante en el cúmulo de Virgo.
• E2: M32 (satélite de Andrómeda) y NGC 4365.
• E3: NGC 3608.
• E4: NGC 4472 (M49), clasificada como una elíptica de tipo "boxy".
• Elíptica de tipo "Disky" (con disco interno): NGC 1700 y NGC 5813.
• Galaxia cD (Elíptica supergigante de cúmulo): NGC 4874 y NGC 4889 en el cúmulo de Coma.
▪ 2. Galaxias Espirales Normales (S)
Se dividen según la prominencia de su bulbo y el enrollamiento de sus brazos (Sa a Sd).
• Sa: NGC 4866 (ejemplo de bulbo pequeño para su tipo) y NGC 4569 (M90), aunque esta última es considerada una espiral anémica.
• Sb: NGC 2841 (tipo Sb I) y NGC 3675 (tipo Sb II).
• Sc: M101 (NGC 5457), M33 (NGC 598) y NGC 4321 (M100).
• Sd: Galaxias de brillo superficial muy bajo como NGC 45.
▪ 3. Galaxias Espirales Barradas (SB)
Presentan una estructura central en forma de barra.
• SBa: Se mencionan como un grupo general en el diapasón de Hubble, siendo ejemplos de transición entre lenticulares y espirales tempranas.
• SBb: NGC 1300, un prototipo clásico de espiral barrada con bulbo central definido.
• SBc: NGC 1313 y NGC 4411A (esta última en el cúmulo de Virgo).
▪ 4. Galaxias Lenticulares (S0/SB0)
Galaxias de transición con disco pero sin brazos espirales definidos.
• S0: NGC 5363 (clasificada como S03 por su polvo) y NGC 205 (una lenticular peculiar/enana elíptica).
• Anémicas (Espirales que transmutan a S0): NGC 4921 en el cúmulo de Coma y NGC 3312 en el cúmulo de Hydra I.
▪ 5. Galaxias Irregulares (Ir)
Carecen de estructura regular y suelen ser ricas en gas.
• Magallánicas (Ir I / Im): Gran Nube de Magallanes (LMC) y NGC 4449 (aunque a veces se reclasifica como espiral tardía Sm).
• Barradas Magallánicas (IBm): Pequeña Nube de Magallanes (SMC).
• Amorfas o Irregulares tipo II (Ir II): M82 (NGC 3034), NGC 3077 y NGC 5195 (la compañera polvorienta de M51).
▪ 6. Galaxias Enanas
Sistemas de baja luminosidad y tamaño.
• Enanas Esferoidales (dSph): Sculptor, Fornax, Draco, Ursa Minor y Carina, todas satélites de la Vía Láctea.
• Enanas Elípticas (dE): NGC 147 y NGC 185.
• De transición (dlr/dSph): Phoenix y Pisces (LGS 3).
▪ 7. Galaxias de Bajo Brillo Superficial (LSB)
Sistemas muy difusos que a menudo desafían la detección.
• Gigantes (Monstruos): Malin #1 y Malin #2.
• De tamaño normal: El par NGC 4411A y NGC 4411B en Virgo.
▪ 8. Galaxias Activas y Peculiares
Galaxias en "estados excitados" con núcleos energéticos o interacciones violentas.
• Seyfert: NGC 1068 (M77), NGC 4151 y NGC 1566.
• Infrarrojas Luminosas (LIRG): Arp 220.
• Interactuando/Mergers: NGC 520 y NGC 3227 (interactuando con NGC 3226).
• Regiones H II Intergalácticas: Haro 2 (Arp 233) y Markarian 209.
▪ 9. Galaxias Distantes (Universo Temprano)
Observadas principalmente en campos profundos como el HDF.
• En proceso de ensamblaje (Proto-espirales): HDF 2-86 y HDF 3-312.
• Tipo "Renacuajo" (Tadpole): HDF 2-234.
• Proto-elíptica: HDF 2-403.
Fuentes
- Van den Bergh, S. (1998). Galaxy Morphology and Classification. Cambridge University Press.
- Longo, G., Capaccioli, M., & Busarello, G. (Eds.). (1992). Morphological and Physical Classification of Galaxies: Proceedings of the Fifth International Workshop of the Osservatorio Astronomico di Capodimonte held in Sant’Agata sui due Golfi, Italy, September 3–7, 1990. Kluwer Academic Publishers.
