Galaxia de la Vía Láctea

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Principales Componentes de la Galaxia de la Vía Láctea

La Galaxia de la Vía Láctea es un gran sistema espiral formado por varios cientos de miles de millones de estrellas, una de las cuales es el Sol. Toma su nombre de la Vía Láctea, la banda luminosa irregular de estrellas y nubes de gas que se extiende por el cielo vista desde la Tierra. Aunque la Tierra se encuentra muy dentro de la Vía Láctea (a veces llamada simplemente Galaxia), los astrónomos no tienen un conocimiento tan completo de su naturaleza como el que tienen de algunos sistemas estelares externos. Una gruesa capa de polvo interestelar oculta gran parte de la Galaxia al escrutinio de los telescopios ópticos, y los astrónomos sólo pueden determinar su estructura a gran escala con la ayuda de los radiotelescopios y los telescopios infrarrojos, que pueden detectar las formas de radiación que penetran la materia oscurecedora.

Este texto, junto con otros de esta plataforma digital, analiza la estructura, las propiedades y los componentes de la Vía Láctea, así como los tipos de estrellas en la Vía Láctea y el movimiento solar. Para una discusión completa del universo cósmico del que la Galaxia es sólo una pequeña parte, véase cosmología. Para el sistema estelar dentro de la Galaxia que es el hogar de la Tierra, véase sistema solar.

Cúmulos estelares (de estrellas) y asociaciones estelares

Aunque la mayoría de las estrellas de la Galaxia existen como estrellas individuales, como el Sol, o como estrellas dobles, hay muchos grupos y cúmulos estelares llamativos que contienen de decenas a miles de miembros. Estos objetos pueden subdividirse en tres tipos: cúmulos globulares, cúmulos abiertos y asociaciones estelares. Se diferencian principalmente por la edad y el número de estrellas que los componen.

Cúmulos globulares

Los cúmulos estelares más grandes y masivos son los cúmulos globulares, llamados así por su aspecto aproximadamente esférico. La Galaxia contiene más de 150 cúmulos globulares (el número exacto es incierto debido al oscurecimiento por el polvo de la banda de la Vía Láctea, que probablemente impide ver algunos cúmulos globulares). Están dispuestos en un halo casi esférico alrededor de la Vía Láctea, con relativamente pocos hacia el plano galáctico pero con una fuerte concentración hacia el centro. La distribución radial, cuando se representa en función de la distancia al centro galáctico, se ajusta a una expresión matemática de forma idéntica a la que describe la distribución estelar en las galaxias elípticas.

Los cúmulos globulares son objetos extremadamente luminosos. Su luminosidad media equivale a la de unos 25.000 soles. Los más luminosos son 50 veces más brillantes. Las masas de los cúmulos globulares, medidas mediante la determinación de la dispersión de las velocidades de las estrellas individuales, oscilan entre unos pocos miles y más de 1.000.000 de masas solares. Los cúmulos son muy grandes, con diámetros que van de 10 a 300 años luz. La mayoría de los cúmulos globulares están muy concentrados en sus centros, con distribuciones estelares que se asemejan a esferas de gas isotérmicas con un corte que corresponde a los efectos de marea de la Galaxia. Un modelo preciso de la distribución estelar dentro de un cúmulo puede derivarse de la dinámica estelar, que tiene en cuenta los tipos de órbitas que tienen las estrellas en el cúmulo, los encuentros entre estas estrellas miembros y los efectos de las influencias exteriores.

El astrónomo estadounidense Ivan R. King, por ejemplo, ha obtenido modelos dinámicos que se ajustan a las distribuciones estelares observadas. Ha llegado a la conclusión de que la estructura de un cúmulo puede describirse en términos de dos números:

• el radio del núcleo, que mide el grado de concentración en el centro, y
• el radio de marea, que mide el corte de las densidades estelares en el borde del cúmulo.

Un rasgo distintivo clave de los cúmulos globulares de la Galaxia es su edad uniforme. Determinadas mediante la comparación de la población estelar de los cúmulos globulares con modelos de evolución estelar, las edades de todos los medidos hasta ahora oscilan entre 11.000 y 13.000 millones de años. Son los objetos más antiguos de la Galaxia y, por tanto, deben haber sido de los primeros en formarse. El hecho de que los cúmulos globulares tiendan a tener cantidades mucho menores de elementos pesados que las estrellas del plano de la Galaxia, por ejemplo, el Sol, indica también que así fue. Compuestos por estrellas pertenecientes a la extrema Población II (véase más sobre las Estrellas y poblaciones estelares), así como por las estrellas del halo de alta latitud, estos conjuntos casi esféricos se formaron, al parecer, antes de que el material de la Galaxia se aplanara en el delgado disco actual. A medida que sus estrellas componentes evolucionaron, cedieron parte de su gas al espacio interestelar. Este gas se enriqueció en los elementos pesados (es decir, los elementos más pesados que el helio) producidos en las estrellas durante las últimas etapas de su evolución, de modo que el gas interestelar de la Galaxia se modifica continuamente. El hidrógeno y el helio siempre han sido los principales componentes, pero los elementos pesados han ido ganando importancia. El gas interestelar actual contiene elementos más pesados que el helio en un nivel de alrededor del 2 por ciento en masa, mientras que los cúmulos globulares contienen tan sólo un 0,02 por ciento de los mismos elementos.

Cúmulos abiertos

Los cúmulos más pequeños y menos masivos que los cúmulos globulares se encuentran en el plano de la Galaxia entremezclados con la mayoría de las estrellas del sistema, incluido el Sol. Estos objetos son los cúmulos abiertos, llamados así porque generalmente tienen un aspecto más abierto y suelto que los típicos cúmulos globulares.

Los cúmulos abiertos se distribuyen en la Galaxia de forma muy similar a las estrellas jóvenes. Están muy concentrados a lo largo del plano de la Galaxia y su número disminuye lentamente hacia fuera de su centro. La distribución a gran escala de estos cúmulos no puede conocerse directamente porque su existencia en el plano de la Vía Láctea significa que el polvo oscurece los que están a más de unos miles de años luz del Sol. Por analogía con los cúmulos abiertos de galaxias externas similares a la Galaxia, se conjetura que siguen la distribución general de la luz integrada en la Galaxia, salvo que probablemente haya menos de ellos en las zonas centrales. Hay algunas pruebas de que los cúmulos abiertos más jóvenes están más concentrados en los brazos espirales de la Galaxia, al menos en la vecindad del Sol, donde se pueden distinguir estos brazos.

Los cúmulos abiertos más brillantes son considerablemente más débiles que los cúmulos globulares más brillantes. El pico de luminosidad absoluta parece ser de unas 50.000 veces la luminosidad del Sol, pero el mayor porcentaje de cúmulos abiertos conocidos tiene un brillo equivalente a 500 luminosidades solares. Las masas pueden determinarse a partir de la dispersión de las velocidades medidas de los miembros estelares individuales de los cúmulos. La mayoría de los cúmulos abiertos tienen masas pequeñas, del orden de 50 masas solares. Sus poblaciones totales de estrellas son pequeñas, oscilando entre decenas y algunos miles.

Los cúmulos abiertos tienen diámetros de sólo 2 ó 3 a unos 20 años-luz, y la mayoría tienen menos de 5 años-luz de diámetro. Su estructura es muy diferente a la de los cúmulos globulares, aunque pueden entenderse en términos de modelos dinámicos similares. La diferencia estructural más importante es su pequeña masa total y su relativa holgura, resultante de sus radios de núcleo comparativamente grandes. Estas dos características tienen consecuencias desastrosas en lo que respecta a su destino final, ya que los cúmulos abiertos no están lo suficientemente ligados gravitatoriamente como para poder resistir los efectos disruptivos de las mareas en la Galaxia (véase cúmulo estelar: Cúmulos abiertos). A juzgar por la muestra de cúmulos abiertos en un radio de 3.000 años luz del Sol, sólo la mitad de ellos puede resistir esas fuerzas de marea durante más de 200 millones de años, y un mero 2 por ciento tiene una esperanza de vida de hasta 1.000 millones de años.

Las edades medidas de los cúmulos abiertos coinciden con las conclusiones a las que se ha llegado sobre sus expectativas de vida. Suelen ser objetos jóvenes; sólo se sabe que unos pocos superan los 1.000 millones de años de edad. La mayoría son menores de 200 millones de años, y algunos tienen 1 o 2 millones de años. La edad de los cúmulos abiertos se determina comparando su composición estelar con modelos teóricos de evolución estelar. Dado que todas las estrellas de un cúmulo tienen prácticamente la misma edad y composición química, las diferencias entre las estrellas que lo componen se deben exclusivamente a sus diferentes masas. A medida que pasa el tiempo tras la formación de un cúmulo, las estrellas masivas, que evolucionan más rápidamente, desaparecen gradualmente del cúmulo, convirtiéndose en estrellas enanas blancas u otros restos estelares poco luminosos. Los modelos teóricos de los cúmulos muestran cómo este efecto cambia el contenido estelar con el tiempo, y las comparaciones directas con cúmulos reales dan edades fiables para ellos. Para realizar esta comparación, los astrónomos utilizan un diagrama (el diagrama color-magnitud) que traza las temperaturas de las estrellas frente a sus luminosidades. Se han obtenido diagramas de color-magnitud para más de 1.000 cúmulos abiertos, por lo que se conocen las edades de esta gran muestra.

Dado que los cúmulos abiertos son en su mayoría objetos jóvenes, tienen composiciones químicas que corresponden al entorno enriquecido en el que se formaron. La mayoría de ellos son como el Sol en su abundancia de elementos pesados, y algunos son incluso más ricos. Por ejemplo, las Hyades, que componen uno de los cúmulos más cercanos, tienen casi el doble de abundancia de elementos pesados que el Sol.Entre las Líneas En la década de 1990 fue posible descubrir cúmulos abiertos muy jóvenes que anteriormente habían estado completamente ocultos en regiones profundas y polvorientas. Utilizando detectores de matriz infrarroja, los astrónomos descubrieron que muchas nubes moleculares contenían grupos de estrellas muy jóvenes que acababan de formarse y, en algunos casos, todavía se estaban formando.

Asociaciones estelares

Aún más jóvenes que los cúmulos abiertos, las asociaciones estelares son agrupaciones muy poco densas de estrellas jóvenes que comparten un lugar y un momento de origen común, pero que generalmente no están lo suficientemente unidas gravitatoriamente como para formar un cúmulo estable.

Pormenores

Las asociaciones estelares se limitan estrictamente al plano de la galaxia y sólo aparecen en las regiones del sistema donde se produce la formación de estrellas, especialmente en los brazos espirales. Son objetos muy luminosos. Las más luminosas son incluso más brillantes que los cúmulos globulares más brillantes, pero esto no se debe a que contengan más estrellas, sino al hecho de que sus estrellas constituyentes son mucho más brillantes que las estrellas que constituyen los cúmulos globulares.

Detalles

Las estrellas más luminosas de las asociaciones estelares son estrellas muy jóvenes de los tipos espectrales O y B. Tienen luminosidades absolutas tan brillantes como cualquier estrella de la Galaxia, del orden de un millón de veces la luminosidad del Sol. Este tipo de estrellas tienen una vida muy corta, que sólo dura unos pocos millones de años. Con estrellas luminosas de este tipo no es necesario que haya muchas para formar una agrupación muy luminosa y llamativa. Las masas totales de las asociaciones estelares ascienden sólo a unos cientos de masas solares, y la población de estrellas es de cientos o, en algunos casos, de miles.

El tamaño de las asociaciones estelares es grande; el diámetro medio de las de la galaxia es de unos 250 años luz. Son tan grandes y están tan poco estructuradas que su autogravedad es insuficiente para mantenerlas unidas, y en cuestión de unos pocos millones de años los miembros se dispersan por el espacio circundante, convirtiéndose en estrellas separadas e inconexas en el campo galáctico.

Grupos en movimiento

Estos objetos son organizaciones de estrellas que comparten movimientos comunes medibles. A veces no forman un cúmulo perceptible. Esta definición permite aplicar el término a una serie de objetos que van desde los cúmulos más cercanos ligados gravitatoriamente hasta los grupos de estrellas muy dispersas sin identidad gravitatoria aparente, que se descubren sólo buscando en los catálogos estrellas de movimiento común. Entre los grupos móviles más conocidos se encuentran las Hyades, en la constelación de Tauro. También conocido como el cúmulo móvil de Tauro o la corriente de Tauro, este sistema comprende el relativamente denso cúmulo de las Hyades junto con unos pocos miembros muy distantes. Contiene un total de unas 350 estrellas, incluidas varias enanas blancas. Su centro se encuentra a unos 150 años luz. Otros grupos estelares notables en movimiento son los de la Osa Mayor, Escorpio-Centauro y las Pléyades. Además de estas organizaciones remotas, los investigadores han observado lo que parecen ser grupos de estrellas de alta velocidad cerca del Sol. Uno de ellos, denominado grupo de Groombridge 1830, está formado por varias subenanas y la estrella RR Lyrae, que da nombre a las variables RR Lyrae.

Los recientes avances en el estudio de los grupos móviles han repercutido en la investigación de la historia cinemática de las estrellas y en la calibración absoluta de la escala de distancias de la Galaxia. Los grupos móviles han demostrado ser especialmente útiles con respecto a esto último porque su movimiento común permite a los astrónomos determinar con precisión (para los ejemplos más cercanos) la distancia de cada miembro individual. Junto con las estrellas de paralaje cercanas, los paralajes de los grupos móviles proporcionan la base para la escala de distancias galácticas.

Detalles

Los astrónomos han encontrado el cúmulo móvil de las Hyades muy adecuado para su propósito: está lo suficientemente cerca como para permitir la aplicación fiable del método, y tiene suficientes miembros para deducir una edad precisa.

Uno de los problemas básicos de la utilización de grupos móviles para la determinación de la distancia es la selección de los miembros.Entre las Líneas En el caso de las Híades, esto se ha hecho con mucho cuidado, pero no sin una considerable controversia. Los miembros de un grupo móvil (y su existencia real) se establecen por el grado en que sus movimientos definen un punto convergente común en el cielo. Una técnica consiste en determinar las coordenadas de los polos de los grandes círculos definidos por los movimientos propios y las posiciones de las estrellas individuales. Las posiciones de los polos definirán un gran círculo, y uno de sus polos será el punto convergente para el grupo en movimiento. La pertenencia de las estrellas puede establecerse mediante criterios aplicados a las distancias de los polos de movimientos propios de las estrellas individuales con respecto al gran círculo medio. La fiabilidad de la existencia del propio grupo puede medirse por la dispersión de los puntos del gran círculo en torno a su media.

Como las velocidades radiales no se han utilizado para la selección preliminar de los miembros, pueden examinarse posteriormente para eliminar otros no miembros. La lista final de miembros debería contener sólo unos pocos no miembros, ya sea los que parecen coincidir con el movimiento del grupo debido a errores de observación o los que casualmente comparten el movimiento del grupo en el momento actual pero no están relacionados con el grupo históricamente.

Las distancias de las estrellas individuales de un grupo en movimiento pueden determinarse si se conocen sus velocidades radiales y movimientos propios (véase más adelante Movimientos estelares) y si se determina la posición exacta del radiante. Si la distancia angular de una estrella al radiante es λ y si la velocidad del cúmulo en su conjunto con respecto al Sol es V, entonces la velocidad radial de la estrella, Vr, es Vr= V cos λ. La velocidad transversal (o tangencial), T, viene dada por T = V sin λ = 4,74 μ/p, donde p es el paralaje de la estrella en segundos de arco. Así, la paralaje de una estrella viene dada por p = 4,74 μ cot λ/Vr.

La clave para conseguir distancias fiables por este método es localizar el punto convergente del grupo con la mayor precisión posible. Las distintas técnicas utilizadas (por ejemplo, el método de Charlier) son capaces de alcanzar una gran precisión, siempre que las propias mediciones estén libres de errores sistemáticos. Para el grupo móvil de Taurus, por ejemplo, se ha estimado que la precisión para las estrellas mejor observadas es del orden del 3% en la paralaje, descontando cualquier error debido a problemas sistemáticos en los movimientos propios. Precisiones de este orden no fueron posibles por otros medios hasta que el telescopio espacial Hipparcos pudo medir paralajes estelares muy precisos para miles de estrellas individuales.

Nebulosas de emisión

Un componente llamativo de la Galaxia es el conjunto de objetos gaseosos grandes, brillantes y difusos, generalmente llamados nebulosas. Los más brillantes de estos objetos nubosos son las nebulosas de emisión, grandes complejos de gas interestelar y estrellas en los que el gas existe en un estado ionizado y excitado (con los electrones de los átomos excitados a un nivel de energía superior al normal). Este estado se produce por la fuerte luz ultravioleta emitida por las estrellas calientes y muy luminosas incrustadas en el gas. Dado que las nebulosas de emisión están formadas casi en su totalidad por hidrógeno ionizado, suelen denominarse regiones H II.

Las regiones H II se encuentran en el plano de la galaxia entremezcladas con estrellas jóvenes, asociaciones estelares y los cúmulos abiertos más jóvenes. Son zonas en las que se han formado recientemente estrellas muy masivas, y muchas contienen el gas no condensado, el polvo y los complejos moleculares comúnmente asociados a la formación estelar en curso. Las regiones H II se concentran en los brazos espirales de la Galaxia, aunque algunas existen entre los brazos. Muchas de ellas se encuentran a distancias intermedias del centro de la Vía Láctea, y el mayor número se encuentra a una distancia de 10.000 años luz. Este último hecho puede comprobarse aunque las regiones H II no puedan verse con claridad más allá de unos pocos miles de años luz del Sol. Emiten radiación de radio de un tipo característico, con un espectro térmico que indica que sus temperaturas son de unos 10.000 kelvins. Esta radiación térmica de radio permite a los astrónomos trazar un mapa de la distribución de las regiones H II en partes distantes de la galaxia.

Las regiones H II más grandes y brillantes de la Galaxia rivalizan con los cúmulos estelares más brillantes en cuanto a luminosidad total. Aunque la mayor parte de la radiación visible se concentra en unas pocas líneas de emisión discretas, el brillo total aparente de las más brillantes equivale a decenas de miles de luminosidades solares. Estas regiones H II también tienen un tamaño notable, con diámetros de unos 1.000 años-luz. Más típicamente, las regiones H II comunes, como la nebulosa de Orión, tienen un diámetro de unos 50 años-luz. Contienen gas con una masa total que oscila entre una o dos masas solares y varios miles. Las regiones H II están formadas principalmente por hidrógeno, pero también contienen cantidades apreciables de otros gases. El helio es el segundo en abundancia, y también hay grandes cantidades de carbono, nitrógeno y oxígeno. Las pruebas preliminares indican que la relación entre la abundancia de los elementos más pesados entre los gases detectados y el hidrógeno disminuye hacia fuera del centro de la galaxia, una tendencia que se ha observado en otras galaxias espirales.

Nebulosas planetarias

Las nubes gaseosas conocidas como nebulosas planetarias son sólo superficialmente similares a otros tipos de nebulosas. Llamadas así porque las variedades más pequeñas casi se asemejan a discos planetarios cuando se ven a través de un telescopio, las nebulosas planetarias representan una etapa al final del ciclo de vida estelar más que una al principio. La distribución de estas nebulosas en la Galaxia es diferente a la de las regiones H II. Las nebulosas planetarias pertenecen a una población intermedia y se encuentran en todo el disco y el halo interior. Se conocen más de 1.000 nebulosas planetarias en la Galaxia, pero es posible que se pasen por alto más debido al oscurecimiento de la región de la Vía Láctea.

Restos de supernova

Otro tipo de objeto nebuloso que se encuentra en la Galaxia es el remanente del gas expulsado de una estrella que explota y forma una supernova.Entre las Líneas En ocasiones, estos objetos se parecen a las nebulosas planetarias, como en el caso de la nebulosa del Cangrejo, pero se diferencian de éstas en tres aspectos:

• la masa total de su gas (implican una masa mayor, esencialmente toda la masa de la estrella que explotó),
• su cinemática (se expanden con mayor velocidad), y
• su tiempo de vida (duran menos tiempo que las nebulosas visibles).

Los restos de supernova más conocidos son los resultantes de tres supernovas observadas históricamente: la de 1054, que hizo de la nebulosa del Cangrejo su remanente; la de 1572, llamada Nova de Tycho; y la de 1604, llamada Nova de Kepler. Estos objetos y los muchos otros como ellos en la Galaxia se detectan en longitudes de onda de radio. Liberan energía de radio en un espectro casi plano debido a la emisión de radiación por parte de partículas cargadas que se mueven en espiral a casi la velocidad de la luz en un campo magnético enredado en el remanente gaseoso. La radiación generada de este modo se denomina radiación de sincrotrón y está asociada a varios tipos de fenómenos cósmicos violentos, además de los remanentes de supernovas, como, por ejemplo, las radiogalaxias.

Nubes de polvo

Las nubes de polvo de la Galaxia se limitan estrechamente al plano de la Vía Láctea, aunque puede detectarse polvo de muy baja densidad incluso cerca de los polos galácticos. Las nubes de polvo más allá de 2.000 a 3.000 años luz del Sol no pueden detectarse ópticamente, porque las nubes de polvo intermedias y la capa de polvo general oscurecen las vistas más lejanas. Basándose en la distribución de las nubes de polvo en otras galaxias, se puede concluir que suelen ser más llamativas dentro de los brazos espirales, especialmente a lo largo del borde interior de los bien definidos. Las nubes de polvo mejor observadas cerca del Sol tienen masas de varios cientos de masas solares y tamaños que van desde un máximo de unos 200 años luz hasta una fracción de año luz. Las más pequeñas suelen ser las más densas, posiblemente en parte debido a la evolución: a medida que un complejo de polvo se contrae, también se vuelve más denso y opaco. Las nubes de polvo más pequeñas son los llamados glóbulos de Bok, llamados así por el astrónomo estadounidense de origen holandés Bart J. Bok; estos objetos tienen un diámetro de aproximadamente un año luz y una masa de entre 1 y 20 masas solares.

La información más completa sobre el polvo de la Galaxia procede de las observaciones en el infrarrojo. Mientras que los instrumentos ópticos pueden detectar el polvo cuando oculta objetos más lejanos o cuando es iluminado por estrellas muy cercanas, los telescopios infrarrojos son capaces de registrar la radiación de longitud de onda larga que emiten las propias nubes de polvo frío. Un estudio completo del cielo en longitudes de onda infrarrojas realizado a principios de la década de 1980 por un observatorio en órbita no tripulado, el Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS), reveló un gran número de densas nubes de polvo en la Vía Láctea. Veinte años más tarde, el telescopio espacial Spitzer, con mayor sensibilidad, mayor cobertura de longitudes de onda y mejor resolución, cartografió muchos complejos de polvo en la Vía Láctea.Entre las Líneas En algunos fue posible ver cúmulos estelares masivos aún en proceso de formación.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

Las gruesas nubes de polvo de la Vía Láctea pueden estudiarse por otro medio. Muchos de estos objetos contienen cantidades detectables de moléculas que emiten radiación de radio en longitudes de onda que permiten su identificación y análisis.Entre las Líneas En las nubes de polvo se han detectado más de 50 moléculas diferentes, como el monóxido de carbono y el formaldehído, así como radicales.

El medio interestelar general

Las estrellas de la Galaxia, especialmente a lo largo de la Vía Láctea, revelan la presencia de un medio interestelar general y omnipresente por la forma en que se desvanecen gradualmente con la distancia. Esto ocurre principalmente por el polvo interestelar, que oscurece y enrojece la luz de las estrellas. Por término medio, las estrellas cercanas al Sol se atenúan en un factor de dos por cada 3.000 años luz. Así, una estrella que se encuentre a 6.000 años luz en el plano de la galaxia aparecerá cuatro veces más débil de lo que lo haría si no fuera por el polvo interestelar.

Otra forma en la que los efectos del polvo interestelar se hacen evidentes es a través de la polarización de la luz estelar de fondo. El polvo está alineado en el espacio hasta cierto punto, y esto da lugar a una absorción (véase su concepto jurídico) selectiva, de manera que hay un plano de vibración preferido para las ondas de luz. Los vectores eléctricos tienden a situarse preferentemente a lo largo del plano galáctico, aunque hay zonas en las que la distribución es más complicada. Es probable que la polarización surja porque los granos de polvo están parcialmente alineados por el campo magnético galáctico. Si los granos de polvo son paramagnéticos, de modo que actúan en cierto modo como un imán, entonces el campo magnético general, aunque muy débil, puede alinear con el tiempo los granos con sus ejes cortos en la dirección del campo.Entre las Líneas En consecuencia, las direcciones de polarización de las estrellas en diferentes partes del cielo permiten trazar la dirección del campo magnético en la Vía Láctea.

El polvo va acompañado de gas, que se dispersa finamente entre las estrellas, llenando el espacio entre ellas. Este gas interestelar está formado principalmente por hidrógeno en su forma neutra. Los radiotelescopios pueden detectar el hidrógeno neutro porque emite radiación a una longitud de onda de 21 cm. Dicha longitud de onda de radio es lo suficientemente larga como para penetrar el polvo interestelar y, por tanto, puede detectarse desde todas las partes de la Galaxia. La mayor parte de lo que los astrónomos han aprendido sobre la estructura y los movimientos a gran escala de la Galaxia se ha derivado de las ondas de radio del hidrógeno neutro interestelar. La distancia al gas detectado no es fácil de determinar.Entre las Líneas En muchos casos hay que recurrir a argumentos estadísticos, pero las velocidades del gas, cuando se comparan con las velocidades encontradas para las estrellas y con las previstas en base a la dinámica de la Galaxia, proporcionan pistas útiles sobre la localización de las diferentes fuentes de emisión de radio de hidrógeno. Cerca del Sol, la densidad media del gas interestelar es de 10-21 gm/cm3, lo que equivale a aproximadamente un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico.

Incluso antes de detectar por primera vez la emisión de hidrógeno neutro en 1951, los astrónomos eran conscientes de la existencia del gas interestelar. Los componentes menores del gas, como el sodio y el calcio, absorben la luz en longitudes de onda específicas, y por ello provocan la aparición de líneas de absorción (véase su concepto jurídico) en los espectros de las estrellas que se encuentran más allá del gas. Como las líneas procedentes de las estrellas suelen ser diferentes, es posible distinguir las líneas del gas interestelar y medir tanto la densidad como la velocidad del gas. A menudo es posible incluso observar los efectos de varias concentraciones de gas interestelar entre la Tierra y las estrellas de fondo y determinar así la cinemática del gas en diferentes partes de la Galaxia.

Galaxias compañeras

Las Nubes de Magallanes fueron reconocidas a principios del siglo XX como objetos acompañantes de la Galaxia. Cuando el astrónomo estadounidense Edwin Hubble estableció la naturaleza extragaláctica de lo que ahora llamamos galaxias, quedó claro que las Nubes tenían que ser sistemas separados, ambos de clase irregular y a más de 100.000 años luz de distancia. (Los mejores valores actuales para sus distancias son 163.000 y 202.000 años-luz para las Nubes Grandes y Pequeñas, respectivamente). Se han encontrado otras compañeras cercanas, todas ellas objetos pequeños y poco visibles de la clase elíptica enana. La más cercana es la enana de Sagitario, una galaxia que está cayendo dentro de la Vía Láctea, al haber sido capturada marcialmente por la gravedad mucho más fuerte de la Galaxia. El núcleo de esta galaxia se encuentra a unos 90.000 años-luz de distancia. Otras compañeras cercanas son las bien estudiadas galaxias Carina, Draco, Fornax, Leo I, Leo II, Sextans, Sculptor y Osa Menor, así como varios objetos muy débiles y menos conocidos. Las distancias de estos objetos oscilan entre 200.000 y 800.000 años-luz aproximadamente. La agrupación de estas galaxias en torno a la Vía Láctea se imita en el caso de la Galaxia de Andrómeda, que también está acompañada por varias compañeras enanas.

Movimiento solar

El movimiento solar se define como el movimiento calculado del Sol con respecto a un marco de referencia específico.Entre las Líneas En la práctica, los cálculos del movimiento solar proporcionan información no sólo sobre el movimiento del Sol con respecto a sus vecinos en la Galaxia, sino también sobre las propiedades cinemáticas de varios tipos de estrellas dentro del sistema. Estas propiedades, a su vez, pueden utilizarse para deducir información sobre la historia dinámica de la Galaxia y de sus componentes estelares. Las soluciones para el movimiento solar que implican a muchas estrellas de una clase determinada son la principal fuente de información sobre los patrones de movimiento de esa clase. El movimiento del Sol puede calcularse por referencia a cualquiera de los tres elementos del movimiento estelar (1) las velocidades radiales de las estrellas, (2) los movimientos propios de las estrellas, o (3) los movimientos espaciales de las estrellas. Véase más detalladamente sobre todo ello, en relación al movimiento solar.

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

Traducción al Inglés

Traducción al inglés de Vía Láctea: Milky Way

Bibliografía

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