Estructura de la Galaxia de la Vía Láctea

Este elemento es una expansión del contenido de los cursos y guías de Lawi. Ofrece hechos, comentarios y análisis sobre este tema. [aioseo_breadcrumbs] Nota: véase más detalladamente sobre la Galaxia de la Vía Láctea aquí.

Estructura y Dinámica de la Galaxia de la Vía Láctea

Tamaño

La primera medición fiable del tamaño de la Galaxia fue realizada en 1917 por el astrónomo estadounidense Harlow Shapley. Llegó a su determinación del tamaño estableciendo la distribución espacial de los cúmulos globulares. Shapley descubrió que, en lugar de ser un sistema relativamente pequeño con el Sol cerca de su centro, como se pensaba anteriormente, la Galaxia es inmensa, con el Sol más cerca del borde que del centro. Suponiendo que los cúmulos globulares delimitan la Galaxia, determinó que ésta tiene un diámetro de unos 100.000 años-luz y que el Sol se encuentra a unos 30.000 años-luz del centro. (Un año-luz es la distancia que recorre la luz en un año y es aproximadamente 9.460.000.000.000 km [5.880.000.000 de millas]). Sus valores se han mantenido muy bien a lo largo de los años. Dependiendo en parte del componente concreto que se analice, el disco estelar del sistema de la Vía Láctea es casi tan grande como predijo el modelo de Shapley, con el hidrógeno neutro algo más disperso y la materia oscura (es decir, inobservable) quizás llenando un volumen aún mayor de lo esperado.

Detalles

Las estrellas y nubes de gas más lejanas del sistema cuya distancia se ha determinado de forma fiable se encuentran a unos 100.000 años-luz del centro galáctico, mientras que la distancia del Sol al centro se ha encontrado a unos 25.000 años-luz.

Estructura del sistema espiral

La estructura de la Vía Láctea es bastante típica de un gran sistema espiral. (Las galaxias espirales y otros tipos de galaxias se describen en el artículo galaxia). Esta estructura puede considerarse como compuesta por seis partes separadas:

• un núcleo,
• una protuberancia central,
• un disco (tanto un disco fino como uno grueso),
• brazos espirales,
• un componente esférico y
• un halo masivo.

Algunos de estos componentes se mezclan entre sí.

El núcleo

En el centro mismo de la Galaxia se encuentra un objeto extraordinario: un enorme agujero negro rodeado por un disco de acreción de gas de alta temperatura. Ni el objeto central ni el material que lo rodea pueden observarse en longitudes de onda ópticas debido a la gruesa pantalla de polvo que interviene en la Vía Láctea. Sin embargo, el objeto es fácilmente detectable en longitudes de onda de radio y ha sido bautizado como Sagitario A* por los radioastrónomos. De forma similar a los centros de las galaxias activas (véase más adelante), aunque a menor escala, el núcleo galáctico es el escenario de una amplia actividad aparentemente impulsada por el agujero negro. La zona emite radiación infrarroja y rayos X, y se pueden observar nubes de gas en rápido movimiento.

Informaciones

Los datos indican claramente que el material está siendo atraído hacia el agujero negro desde fuera de la región nuclear, incluyendo algo de gas desde la dirección z (es decir, perpendicular al plano galáctico). A medida que el gas se acerca al agujero negro, la fuerte fuerza gravitatoria del objeto central aprieta el gas formando un disco que gira rápidamente y que se extiende hacia fuera a unos 5-30 años-luz del agujero negro. Las mediciones de la rotación del disco y los movimientos orbitales de las estrellas (vistos en longitudes de onda infrarrojas) indican que el agujero negro tiene una masa más de 4.000.000 de veces la del Sol. (Por las observaciones en infrarrojo que establecieron que Sagitario A* era un agujero negro, el astrónomo estadounidense Andrea Ghez y el astrónomo alemán Reinhard Genzel recibieron el Premio Nobel de Física 2020).

La protuberancia central

Alrededor del núcleo hay una protuberancia extendida de estrellas que tiene una forma casi esférica y que consiste principalmente en estrellas de la Población II, aunque son comparativamente ricas en elementos pesados. (Para una explicación de las estrellas de la población II, véase Estrellas y poblaciones estelares). Mezclados con las estrellas hay varios cúmulos globulares de estrellas similares, y tanto las estrellas como los cúmulos tienen órbitas casi radiales alrededor del núcleo.

Detalles

Las estrellas de la protuberancia pueden verse ópticamente donde sobresalen por encima del polvo que oscurece el plano galáctico.

El disco

Desde la distancia, la parte más llamativa de la Galaxia es el disco, que se extiende desde el núcleo hasta aproximadamente 75.000 años luz. La Galaxia se asemeja a otros sistemas espirales, ya que presenta una disposición brillante y plana de estrellas y nubes de gas que se extiende en su totalidad y está marcada por una estructura espiral. El disco puede considerarse como el cuerpo estelar subyacente sobre el que se superponen los brazos. Este cuerpo tiene un grosor que es aproximadamente una quinta parte de su diámetro, pero los distintos componentes tienen diferentes grosores característicos. El componente más fino, a menudo llamado “disco fino”, incluye el polvo y el gas y las estrellas más jóvenes, mientras que un componente más grueso, el “disco grueso”, incluye estrellas algo más antiguas.

Los brazos espirales

Los astrónomos no supieron que la Galaxia tenía una estructura espiral hasta 1953, cuando se obtuvieron por primera vez de forma fiable las distancias a las asociaciones estelares. Debido al polvo interestelar que oscurece y a la ubicación interior del sistema solar, la estructura espiral es muy difícil de detectar ópticamente. Esta estructura es más fácil de discernir en los mapas de radio del hidrógeno neutro o de las nubes moleculares, ya que ambos pueden detectarse a través del polvo. Las distancias a los átomos de hidrógeno neutro observados deben estimarse a partir de las velocidades medidas, utilizadas junto con una curva de rotación de la galaxia, que puede construirse a partir de mediciones realizadas en diferentes longitudes galácticas.

Hay tres brazos espirales en la parte de la Vía Láctea en la que se encuentra el sistema solar.

La comprensión teórica de los brazos espirales de la Galaxia ha progresado mucho desde los años 50, pero todavía no se comprende del todo la importancia relativa de los distintos efectos que se cree que determinan su estructura. Es casi seguro que el patrón general es el resultado de un efecto dinámico general conocido como patrón de onda de densidad.

Detalles

Los astrónomos estadounidenses Chia-Chiao Lin y Frank H. Shu demostraron que la forma de espiral es el resultado natural de cualquier perturbación a gran escala de la distribución de la densidad de las estrellas en un disco galáctico. Cuando se calcula la interacción de las estrellas entre sí, se comprueba que la distribución de densidad resultante adopta un patrón espiral que no gira con las estrellas, sino que se mueve alrededor del núcleo más lentamente como un patrón fijo.

Detalles

Las estrellas individuales, en sus órbitas, entran y salen de los brazos espirales, frenando en ellos temporalmente y provocando así el aumento de la densidad.Entre las Líneas En el caso de la galaxia, la comparación de los datos del hidrógeno neutro con los cálculos de Lin y Shu ha demostrado que la velocidad del patrón es de 4 km/seg por cada 1.000 años luz.

Se han explorado otros efectos que pueden influir en la forma espiral de una galaxia. Se ha demostrado, por ejemplo, que un patrón espiral general resultará simplemente del hecho de que la galaxia tiene una rotación diferencial; es decir, la velocidad de rotación es diferente a distintas distancias del centro galáctico. Cualquier perturbación, como una secuencia de eventos de formación estelar que a veces se encuentran dibujados en un patrón casi lineal, acabará adoptando una forma espiral simplemente por la rotación diferencial. Por ejemplo, la estructura espiral externa de algunas galaxias puede ser el resultado de encuentros de marea con otras galaxias o de canibalismo galáctico. Las distorsiones que también pueden incluirse son el resultado de explosiones masivas, como las supernovas. Sin embargo, éstas tienden a tener sólo efectos bastante locales.

La componente esférica

El espacio por encima y por debajo del disco de la galaxia está ocupado por una extensión poco poblada del bulbo central. De forma casi esférica, esta región está poblada por los cúmulos globulares exteriores, pero también contiene muchas estrellas de campo individuales de población II extrema, como las variables RR Lyrae y las estrellas enanas deficientes en elementos pesados. Estructuralmente, el componente esférico se asemeja a una galaxia elíptica, siguiendo la misma ley matemática simple de cómo la densidad varía con la distancia desde el centro.

El halo masivo

El componente menos conocido de la galaxia es el halo masivo gigante que es exterior a toda la parte visible. La existencia del halo masivo queda demostrada por su efecto en la curva de rotación exterior de la Galaxia (véase más abajo Masa). Lo único que puede decirse con certeza es que el halo se extiende considerablemente más allá de una distancia de 100.000 años luz del centro y que su masa es varias veces mayor que la del resto de la Galaxia en conjunto. No se sabe cuál es su forma, ni cuáles son sus componentes, ni hasta dónde se extiende en el espacio intergaláctico.

Campo magnético

Antes se pensaba que la estructura espiral de las galaxias podía estar controlada por un fuerte campo magnético. Sin embargo, cuando se detectó el campo magnético general mediante técnicas de radio, se comprobó que era demasiado débil para tener efectos a gran escala en la estructura galáctica. La fuerza del campo galáctico es sólo unas 0,000001 veces la fuerza del campo de la Tierra en su superficie, un valor que es demasiado bajo para tener efectos dinámicos en el gas interestelar que podrían explicar el orden representado por la estructura de los brazos en espiral. Sin embargo, esta fuerza es suficiente para provocar una alineación general de los granos de polvo en el espacio interestelar, una característica que se detecta mediante mediciones de la polarización de la luz de las estrellas.Entre las Líneas En el modelo predominante de los granos de polvo interestelar, se demuestra que las partículas giran rápidamente y contienen pequeñas cantidades de metal (probablemente hierro), aunque los componentes principales son el hielo y el carbono. El campo magnético de la Galaxia puede actuar gradualmente sobre las partículas de polvo y hacer que sus ejes de rotación se alineen de manera que sus ejes cortos sean paralelos a la dirección del campo. El propio campo se alinea a lo largo de la banda de la Vía Láctea, de modo que los ejes cortos de las partículas también se alinean a lo largo del plano galáctico. Las mediciones de la polarización de las estrellas en latitudes galácticas bajas confirman este patrón.

Rotación

Los movimientos de las estrellas en la vecindad estelar local pueden entenderse en términos de una población general de estrellas que tienen órbitas circulares de rotación alrededor del núcleo galáctico distante, con una mezcla de estrellas que tienen órbitas más altamente elípticas y que parecen ser estrellas de alta velocidad para un observador terrestre cuando la Tierra se mueve con el Sol en su órbita circular. La rotación general de las estrellas del disco se detectó por primera vez gracias a los estudios realizados en la década de 1920, especialmente los del astrónomo sueco Bertil Lindblad, que interpretó correctamente las aparentes asimetrías en los movimientos estelares como el resultado de esta naturaleza múltiple de las características orbitales estelares.

El componente de disco de la Galaxia gira alrededor del núcleo de forma similar al patrón de los planetas del sistema solar, que tienen órbitas casi circulares alrededor del Sol. Dado que la velocidad de rotación es diferente a distintas distancias del centro de la Galaxia, las velocidades medidas de las estrellas del disco en distintas direcciones a lo largo de la Vía Láctea muestran patrones diferentes. El astrónomo holandés Jan H. Oort interpretó por primera vez este efecto en términos de movimientos de rotación galáctica, empleando las velocidades radiales y los movimientos propios de las estrellas. Demostró que la rotación diferencial conduce a una variación sistemática de las velocidades radiales de las estrellas con la longitud galáctica.

Se puede derivar una expresión similar para los movimientos propios medidos de las estrellas. La concordancia de los datos observados con las fórmulas de Oort fue una demostración histórica de la corrección de las ideas de Lindblad sobre los movimientos estelares. Esto condujo a la concepción moderna de la galaxia como un disco giratorio gigante al que se superponen otros componentes más esféricos y de rotación más lenta.

Masa

La masa total de la Galaxia, que parecía razonablemente bien establecida durante la década de 1960, se ha convertido en una cuestión de considerable incertidumbre. La medición de la masa hasta la distancia de las grandes nubes de hidrógeno más lejanas es un procedimiento relativamente sencillo. Las mediciones necesarias son las velocidades y posiciones del gas de hidrógeno neutro, combinadas con la aproximación de que el gas gira en órbitas casi circulares alrededor del centro de la galaxia. Se construye una curva de rotación que relaciona la velocidad circular del gas con su distancia al centro galáctico. La forma de esta curva y sus valores están determinados por la cantidad de atracción gravitatoria que la Galaxia ejerce sobre el gas. Las velocidades son bajas en las partes centrales del sistema porque no hay mucha masa en el interior de la órbita del gas; la mayor parte de la Galaxia es exterior a ella y no ejerce una atracción gravitatoria hacia el interior. Las velocidades son altas en las distancias intermedias porque la mayor parte de la masa en ese caso está dentro de la órbita de las nubes de gas y la atracción gravitatoria hacia el interior es máxima.Entre las Líneas En las distancias más lejanas, las velocidades disminuyen porque casi toda la masa está en el interior de las nubes. Se dice que esta parte de la Galaxia tiene órbitas keplerianas, ya que el material debería moverse de la misma manera que el astrónomo alemán Johannes Kepler descubrió que se mueven los planetas dentro del sistema solar, donde prácticamente toda la masa se concentra dentro de las órbitas de los cuerpos que orbitan. La masa total de la galaxia se halla entonces construyendo modelos matemáticos del sistema con diferentes cantidades de material distribuidas de diversas maneras y comparando las curvas de velocidad resultantes con la observada. Tal y como se aplicaba en los años 60, este procedimiento indicaba que la masa total de la Galaxia era aproximadamente 200.000 millones de veces la masa del Sol.

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Sin embargo, durante la década de 1980, los refinamientos en la determinación de la curva de velocidad comenzaron a poner en duda los resultados anteriores. Se descubrió que la tendencia a la baja de las velocidades en las partes exteriores de la Galaxia era un error.Entre las Líneas En cambio, la curva se mantuvo casi constante, lo que indica que sigue habiendo cantidades sustanciales de materia en el exterior del gas hidrógeno medido. Esto, a su vez, indica que debe haber algún material no detectado ahí fuera que es completamente inesperado. Debe extenderse considerablemente más allá de las posiciones previamente aceptadas del borde de la Galaxia, y debe ser oscura en prácticamente todas las longitudes de onda, ya que permanece sin detectar incluso cuando se busca con telescopios de radio, rayos X, ultravioleta, infrarrojo y óptico. Hasta que no se identifique la materia oscura y se determine su distribución, será imposible medir la masa total de la galaxia, por lo que todo lo que se puede decir es que la masa es al menos varios cientos de miles de millones, y posiblemente un billón, de veces la masa del Sol.

La naturaleza de la materia oscura de la Galaxia sigue siendo uno de los principales interrogantes de la astronomía galáctica. Muchas otras galaxias también parecen tener esa materia no detectada.Entre las Líneas En la década de 1990, los astrónomos llevaron a cabo exhaustivos experimentos de lentes que incluían el estudio de millones de estrellas en las zonas centrales de la galaxia y en las Nubes de Magallanes para buscar objetos oscuros cuyas masas provocaran brillos de lente en las estrellas de fondo. Se detectaron algunos eventos de lente, pero el número de objetos oscuros inferido no es suficiente para explicar completamente la materia oscura de las galaxias y los cúmulos de galaxias. Es probable que la materia oscura consista en alguna partícula no descubierta, como una WIMP (partícula masiva de interacción débil).

Datos verificados por: Brite
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Recursos

Véase También

La ventana de Baade
Astronomía galáctica
Exceso de GeV en el Centro Galáctico
Lista de galaxias
Constantes de Oort
Objetos astronómicos conocidos desde la antigüedad
Galaxias espirales barradas
Astronomía, Galaxias, Espacio Exterior

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