La Galaxia de la Vía Láctea o simplemente Vía Láctea es
la galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ende, la
Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una
espiral barrada. Su diámetro medio se estima en unos 150 000 años luz,
equivalentes a casi un trillón y medio de km ó 9480 millones de Unidades
Astronómicas (UA). Se calcula que contiene entre 200 000 millones y 400 000
millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia
es de alrededor de 27.700 años luz (8500 pc), es decir, el 55 % del radio total
galáctico. La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias
llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de
Andrómeda (aunque puede ser la más masiva, al mostrar un estudio reciente que
nuestra galaxia es un 50 % más masiva de lo que se creía anteriormente).
El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en
latín significa camino de leche. Esa es, en efecto, la apariencia de la banda
de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando
que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera (Juno para los
romanos). Rubens representa la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía
Láctea. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia, el astrónomo Demócrito (460 a.
C.-370 a. C.) sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un
conglomerado de muchísimas estrellas demasiado tenues individualmente como para
ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halla respaldo hasta
1609 d. C. cuando el astrónomo Italiano Galileo Galilei hace uso del telescopio
y constata que Demócrito estaba en lo cierto, ya que a donde quiera que mirase,
aquel se encontraba lleno de estrellas.
Partes de la vía láctea
Diagrama
de la estructura galáctica.
Mapa
de la Vía Láctea.
La
galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas:
Halo
Disco
Bulbo
Halo
El
halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia. En el halo la
concentración de estrellas es muy baja y apenas tiene nubes de gas, por lo que
carece de regiones con formación estelar. En cambio, es en el halo donde se
encuentran la mayor parte de los cúmulos globulares. Estas formaciones antiguas
son reliquias de la formación galáctica. Estas agrupaciones de estrellas se
debieron formar cuando la galaxia era aún una gran nube de gas que colapsaba y
se iba aplanando cada vez más. Otra característica del halo es la presencia de
gran cantidad de materia oscura. Su existencia se dedujo a partir de anomalías
en la rotación galáctica. Los objetos contenidos en el halo rotan con una
componente perpendicular al plano muy fuerte, cruzando en muchos casos el disco
galáctico. De hecho, es posible encontrar estrellas u otros cuerpos del halo en
el disco. Su procedencia se delata cuando se analiza su velocidad y
trayectoria, así como su metalicidad. Y es que los cuerpos del halo presentan
una componente perpendicular al plano muy acusada, además del hecho de que se
trata de cuerpos que se formaron antes que los del disco. Sus órbitas los
llevan, pues, a cruzar periódicamente el disco. También es muy probable que una
estrella de población II (pobre en metales) pertenezca al halo, pues éstas son
más antiguas que las de población I (ricas en metales) y el halo, como ya se ha
dicho, es una estructura antigua.
La
masa en estrellas de éste componente es muy baja, de alrededor de 1.000
millones de masas solares; una gran parte de la masa del halo galáctico está en
la forma de materia oscura.
Disco
El
disco se compone principalmente de estrellas jóvenes de población I. Es la
parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos
de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales,
que son ocho: dos brazos principales Escudo-Centauro y Perseo, así como dos
secundarios —Sagitario y Escuadra— (en vez de cuatro brazos similares entre sí,
como se pensaba antes).
Recientemente
un grupo de astrónomos anunció el descubrimiento de un nuevo brazo espiral en
nuestra galaxia, concretamente un enorme fragmento hasta ahora desconocido;5 se
cree que el nuevo brazo espiral es, en realidad, el tramo final y más distante
del brazo de Escudo-Centauro, una de las dos ramas principales.6 De
confirmarse, los autores habrán demostrado que la Vía Láctea posee una
sorprendente simetría en sus formas, ya que este nuevo brazo sería la
contraparte simétrica del de Perseo.7 Hay que tener en cuenta que nuestra
posición en la Vía Láctea —a mitad de camino entre su centro y su borde y
prácticamente en el plano galáctico— dificulta en gran medida el estudio de la
estructura espiral de nuestra galaxia.
Nuestro
Sistema Solar se encuentra en el brazo Orión o Local, que forma parte del brazo
espiral de Sagitario, de allí su nombre de "Local". Estas formaciones
son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas.
Los brazos son, en realidad, ondas de densidad que se desplazan
independientemente de las estrellas contenidas en la galaxia. El brillo de los
brazos es mayor que el resto de las zonas, porque es allí donde se encuentran
las gigantes azules (estrellas de tipo O, B), que son las únicas que pueden
ionizar grandes extensiones de gas. Estas estrellas de corta vida nacen y
mueren en el brazo espiral, convirtiéndose así en excelentes marcadores de su
posición. Otros trazadores de los brazos espirales son las regiones HII (nubes
de hidrógeno ionizado), originadas precisamente por esos gigantes azules. Estas
nubes vuelven a emitir, en el rango de la luz visible, la energía captada en el
ultravioleta o en otras frecuencias más cortas. Son altamente energéticas, pues
han sido ionizadas por las potentes gigantes azules, que barren extensas áreas
con sus vientos estelares.
Las
estrellas de vida más larga como el Sol ya no sirven como marcadores, ya que
tienen tiempo a lo largo de su vida de entrar y salir repetidas veces en los
diferentes brazos espirales de la galaxia. Estas estrellas pueden encontrarse
también fuera de los brazos.
Así
como la galaxia se compone de dos partes según su grosor, halo y disco, el
disco también: disco delgado y disco grueso. Se cree que el disco grueso es el
remanente de un segundo proceso de colapso y aplanamiento de la galaxia. Del
mismo modo que el halo es el remanente del colapso inicial, el disco grueso lo
sería de una segunda fase de colapso.
El
disco está unido al bulbo galáctico por una barra de radio 3,9 kiloparsecs,8 en
cuyo interior a su vez puede existir una barra menor (algo que ocurre en
bastantes otras galaxias espirales barradas).9 Hay además elevada formación
estelar en al menos uno de sus extremos.
La
barra mayor está ceñida a su vez por un anillo de 5 kiloparsecs de radio, que
concentra, además de una gran cantidad del hidrógeno molecular de la galaxia,
una gran actividad de formación estelar. Dicho anillo es la estructura más notable
de nuestra galaxia, y visto desde otras galaxias exteriores sería su zona más
prominente.11 De este anillo emergen los brazos espirales.
Recientemente
se ha sugerido que la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario puede ser la
responsable de la estructura espiral de nuestra galaxia, ayudando a dar forma a
los brazos espirales, modelando la barra central, y distorsionando sus regiones
exteriores.
Se
cree que posiblemente nuestra galaxia tiene entre 4000 millones y 8000 millones
de masas solares de hidrógeno neutro, además de la mitad de esa masa en la
forma de hidrógeno molecular. Mientras que el primero llega más allá del
espacio ocupado por las estrellas —pero la región central apenas tiene gas en
ésa forma—, gran parte del segundo está concentrado en el anillo mencionado
antes, y —excepto en la región más interna de la Vía Láctea— la densidad de
hidrógeno molecular en la región central de la galaxia también es baja.
Inicialmente
se pensó que la tasa de formación estelar de nuestra galaxia sería de hasta
cinco masas solares por año; sin embargo, estudios más recientes realizados con
ayuda del telescopio de infrarrojos Spitzer sugieren una mucho menor, de apenas
una masa solar por año,14 y otro también sugiere que nuestra galaxia junto a la
de Andrómeda se halla en lo que en el diagrama de color-magnitud para galaxias
se conoce cómo el valle verde: una zona intermedia entre la secuencia roja
(galaxias que no forman estrellas, muchas de ellas galaxias elípticas) y la nube
azul (galaxias que forman estrellas a gran ritmo, muchas de ellas galaxias
espirales), caracterizada por una progresiva disminución de la formación
estelar al irse acabando el gas a partir del cual nacen las estrellas,
calculándose que ésta acabará dentro de 5000 millones de años, incluso contando
con el aumento de la formación estelar que llevará su colisión futura con la
Galaxia de Andrómeda.15 16 Esto ha sido reforzado por estudios más recientes
que muestran que, sin incluir sus brazos espirales, la Vía Láctea tiene un
color más rojizo que otras galaxias espirales similares, lo que implica que su
actividad de formación de estrellas está relativamente próxima a acabar;17 de
hecho es solo algo más azulada que las galaxias más azules de la secuencia roja
y está entre las más brillantes y rojas de las galaxias que aún siguen formando
estrellas.
Estudios
recientes muestran que nuestra galaxia es atípica por no haber sufrido en los
últimos 10 000 millones de años ninguna fusión importante con otra, en base a
sus bajos momento angular, metalicidad, tamaño, y número de estrellas, habiendo
formado estrellas de manera bastante constante y tenido una evolución
relativamente tranquila, a diferencia de lo que ha sucedido con numerosas otras
galaxias espirales cómo Andrómeda, las cuales han adquirido su tamaño y masa
actuales debido a la absorción de numerosas galaxias menores. Ello también
implica que una colisión entre dos galaxias espirales no tiene porqué crear
siempre una galaxia elíptica, sino que puede dar lugar a una galaxia espiral
mayor.
Esta
parte de la Vía Láctea tiene una masa de 60 000 millones de masas solares en
forma de estrellas y una luminosidad de entre 15 000 y 20 000 millones de veces
la del Sol.
Bulbo
Centro
galáctico.
El
bulbo o núcleo galáctico se sitúa en el centro. Es la zona de la galaxia con
mayor densidad de estrellas. Sin embargo, a nivel local se pueden encontrar
algunos cúmulos globulares con densidades superiores. El bulbo tiene una forma
esferoidal achatada y gira como un sólido rígido. También al parecer, en
nuestro centro galáctico, hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de
masas solares que los astrónomos denominaron Sagittarius A, o Sagitario A*. Su
detección fue posible a partir de la observación de un grupo de estrellas que
giraban en torno a un punto oscuro a más de 1500 km/s.
Investigaciones
muy recientes sugieren que nuestra galaxia carece de un bulbo central como el
que tiene la Galaxia de Andrómeda (o si existe es muy pequeño), formado a
partir de la colisión y fusión de galaxias preexistentes, y en su lugar tiene
un pseudobulbo, consecuencia de la formación de una barra en su centro, lo que
la hace similar a NGC 4565.21
La
masa concentrada en estrellas de este componente se estima en 20 000 millones
de masas solares, y su luminosidad en 5000 millones de veces la del Sol.
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