La vía Láctea, desde la estrella brillante Sirio en la esquina superior derecha hasta Eta Carina, la nebulosa roja visible en el horizonte, visto desde los Cayos de Florida. Vea más fotos de la Vía Láctea. Tony Hallas / Ciencia ficción / Getty Images Una mirada al cielo nocturno en cualquier época del año revelará una tenue banda de luz que se extiende por el cielo, ya sea por el medio o cerca del horizonte. Los antiguos griegos vieron esta banda de luz y la llamaron "galaxias kuklos, "por" círculo de leche ". Los romanos lo llamaron la" Vía Láctea ". En 1610, Galileo utilizó los primeros telescopios y determinó que la luz de la Vía Láctea proviene de miles de millones de estrellas tenues que nos rodean.
Por siglos, los astrónomos hicieron muchas preguntas básicas sobre la Vía Láctea. ¿Qué es? ¿De qué está hecho? ¿Qué forma tiene? Estas preguntas fueron difíciles de responder por varias razones.
El siglo XX trajo grandes avances en la tecnología de los telescopios. Óptica grande, radio, infrarrojo, y los telescopios de rayos X (tanto terrestres como espaciales en órbita) permitieron a los astrónomos mirar a través de las grandes cantidades de polvo hasta el espacio. Con estas herramientas podrían reconstruir cómo se ve realmente la Vía Láctea.
Lo que descubrieron fue asombroso:
Ven y síguenos en un viaje de descubrimiento mientras exploramos la Vía Láctea. Examinaremos cómo los astrónomos descubrieron su forma, tamaño y estructura. Veremos cómo se mueven las estrellas en su interior y cómo se compara la Vía Láctea con otras galaxias.
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Como mencionamos, Galileo descubrió que la Vía Láctea está formada por estrellas tenues, pero ¿qué pasa con su forma? ¿Cómo puedes saber la forma de algo si estás dentro? A finales del siglo XVIII, el astrónomo Sir William Herschel abordó esta cuestión. Herschel razonó que si la Vía Láctea era una esfera, deberíamos ver numerosas estrellas en todas direcciones. Entonces, él y su hermana Caroline contaron las estrellas en más de 600 áreas del cielo. Descubrieron que había más estrellas en las direcciones de la banda de la Vía Láctea que arriba y abajo. Herschel concluyó que la Vía Láctea era una estructura en forma de disco. Y debido a que encontró aproximadamente el mismo número de estrellas en todas las direcciones a lo largo del disco, llegó a la conclusión de que el sol estaba cerca del centro del disco.
Alrededor de 1920, un astrónomo holandés llamado Jacobus Kapetyn midió las distancias aparentes a estrellas cercanas y remotas usando la técnica del paralaje. Debido a que el paralaje implicaba medir los movimientos de las estrellas, comparó los movimientos de estrellas distantes con las cercanas. Concluyó que la Vía Láctea era un disco de aproximadamente 20 kiloparsecs, o 65, 000 años luz, de diámetro (un kiloparsec =3, 260 años luz). Kapetyn también concluyó que el sol estaba en o cerca del centro de la Vía Láctea.
Pero los futuros astrónomos cuestionarían estas ideas, y la tecnología avanzada les ayudaría a cuestionar las teorías y obtener mediciones más precisas.
Medir distancias a las estrellasSi extiende el pulgar con el brazo extendido y luego abre y cierra alternativamente cada ojo mientras lo mira, verá que su pulgar aparentemente se mueve o se desplaza contra el fondo. Este cambio se llama cambio de paralaje . A medida que acerca el pulgar a la nariz y repite el proceso, deberías notar que el cambio se hace más grande. Los astrónomos pueden usar esta misma técnica para medir distancias a las estrellas. Mientras la Tierra orbita alrededor del sol, la posición de una estrella determinada cambia en comparación con el fondo de otras estrellas. Comparando fotografías de la estrella a intervalos de seis meses, los astrónomos pueden medir el grado de desplazamiento y obtener el ángulo de paralaje (la mitad del desplazamiento de paralaje =theta o Θ). Al conocer el ángulo de paralaje y el radio de la órbita de la Tierra (R), los astrónomos pueden calcular la distancia a la estrella (D) usando trigonometría:D =R x cotangente (theta) o D =RCotΘ. Las mediciones de paralaje son confiables para estrellas con distancias menores o iguales a 50 parsecs. Para distancias mayores que esta, los astrónomos deben encontrar marcadores de estrellas variables y utilizar las relaciones luminosidad-distancia.
Alrededor de la época en que Kapetyn publicó su modelo de la Vía Láctea, su colega Harlow Shapely notó que un tipo de cúmulo de estrellas llamado cúmulo globular tenía una distribución única en el cielo. Aunque se encontraron pocos cúmulos globulares dentro de la banda de la Vía Láctea, había muchos de ellos arriba y abajo. Shapely decidió mapear la distribución de los cúmulos globulares y medir sus distancias utilizando marcadores de estrellas variables dentro de los cúmulos y el relación luminosidad-distancia (ver barra lateral). Shapely descubrió que los cúmulos globulares se encontraban en una distribución esférica y se concentraban cerca de la constelación de Sagitario. Shapely concluyó que el centro de la galaxia estaba cerca de Sagitario, no el sol, y que la Vía Láctea tenía unos 100 kiloparsecs de diámetro.
Shapely estuvo involucrado en un gran debate sobre la naturaleza de nebulosas espirales (débiles manchas de luz visibles en el cielo nocturno). Creía que eran "universos insulares, "o galaxias fuera de la Vía Láctea. Otro astrónomo, Heber Curtis, creía que las nebulosas espirales eran parte de la Vía Láctea. Las observaciones de Edwin Hubble de las variables cefeidas finalmente resolvieron el debate:las nebulosas estaban de hecho fuera de la Vía Láctea.
Pero aún quedaban preguntas. ¿Qué forma tenía la Vía Láctea? y ¿qué existía exactamente en su interior?
Relación luminosidad-distanciaLos astrónomos profesionales y aficionados pueden medir el brillo de una estrella colocando un fotómetro o dispositivo de carga acoplada en el extremo de un telescopio. Si conocen el brillo de la estrella y la distancia a la estrella, pueden calcular la cantidad de energía que emite la estrella, o su luminosidad luminosidad =brillo x 12,57 x (distancia) 2 ). En cambio, si conoces la luminosidad de una estrella, puedes calcular su distancia a la Tierra. Ciertas estrellas, como las variables RR Lyrae y Cepheid, pueden servir como estándares de luz. Estas estrellas cambian su brillo con regularidad y la luminosidad está directamente relacionada con el período de su ciclo de brillo.
Para determinar la luminosidad de los cúmulos globulares, Shapely midió los períodos de brillo de las estrellas RR Lyrae en los cúmulos. Una vez que supo las luminosidades, podía calcular sus distancias desde la Tierra. Vea Cómo funcionan las galaxias para ver cómo el astrónomo Edwin Hubble usó una técnica similar con estrellas variables Cefeidas para determinar que las nebulosas espirales estaban más lejos que los límites de la Vía Láctea.
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Imagen cortesía de NASA Edwin Hubble estudió las galaxias y las clasificó en varios tipos de elíptico y galaxias espirales . Las galaxias espirales se caracterizaron por formas de disco con brazos espirales. Era lógico pensar que debido a que la Vía Láctea tenía forma de disco y porque las galaxias espirales tenían forma de disco, la Vía Láctea era probablemente una galaxia espiral.
En la década de 1930, El astrónomo R. J. Trumpler se dio cuenta de que las estimaciones del tamaño de la Vía Láctea por Kapetyn y otros estaban equivocadas porque las mediciones se habían basado en observaciones en las longitudes de onda visibles. Trumpler concluyó que las grandes cantidades de polvo en el plano de la Vía Láctea absorbían luz en las longitudes de onda visibles y provocaban que las estrellas y los cúmulos lejanos parecieran más tenues de lo que realmente eran. Por lo tanto, para mapear con precisión estrellas y cúmulos estelares dentro del disco de la Vía Láctea, los astrónomos necesitarían una forma de mirar a través del polvo.
En la década de 1950, el primero radio telescopios fueron inventadas. Los astrónomos descubrieron que los átomos de hidrógeno emitían radiación en las longitudes de onda de radio y que estas ondas de radio podían penetrar el polvo de la Vía Láctea. Entonces, se hizo posible trazar un mapa de los brazos espirales de la Vía Láctea. La clave eran las estrellas marcadoras como las que se utilizan en las mediciones de distancia. Los astrónomos descubrieron que las estrellas de clase O y B funcionarían. Estas estrellas tenían varias características:
Los astrónomos podrían usar radiotelescopios para mapear con precisión las posiciones de estas estrellas O y B y usar los cambios Doppler del espectro de radio para determinar sus tasas de movimiento. Cuando hicieron esto con muchas estrellas, pudieron producir mapas combinados de radio y ópticos de los brazos espirales de la Vía Láctea. Cada brazo lleva el nombre de las constelaciones que existen dentro de él.
Los astrónomos piensan que el movimiento del material alrededor del centro galáctico establece ondas de densidad (áreas de alta y baja densidad), muy parecido a lo que se ve cuando se revuelve la masa de la torta con una batidora eléctrica. Se cree que estas ondas de densidad causan la naturaleza espiral de la galaxia.
Entonces, examinando el cielo en múltiples longitudes de onda (radio, infrarrojo, visible, ultravioleta, Rayos X) con varios telescopios terrestres y espaciales, podemos obtener diferentes vistas de la Vía Láctea.
El efecto DopplerAl igual que el sonido agudo de la sirena de un camión de bomberos disminuye a medida que el camión se aleja, el movimiento de las estrellas afecta las longitudes de onda de la luz que recibimos de ellas. Este fenómeno se llama efecto Doppler. Podemos medir el efecto Doppler midiendo líneas en el espectro de una estrella y comparándolas con el espectro de una lámpara estándar. La magnitud del desplazamiento Doppler nos dice qué tan rápido se mueve la estrella en relación con nosotros. Además, la dirección del desplazamiento Doppler puede indicarnos la dirección del movimiento de la estrella. Si el espectro de una estrella se desplaza al extremo azul, la estrella se mueve hacia nosotros; si el espectro se desplaza al extremo rojo, la estrella se aleja de nosotros.
2008 HowStuffWorks Según el sistema de clasificación de Edwin Hubble, la Vía Láctea es una galaxia espiral, aunque la evidencia cartográfica más reciente indica que puede ser un galaxia espiral barrada . La Vía Láctea tiene más de 200 mil millones de estrellas. Son aproximadamente 100, 000 años luz de diámetro, y el sol se encuentra a unos 28, 000 años luz del centro. Si miramos la estructura de la Vía Láctea como parecería desde el exterior, podemos ver las siguientes partes:
Todos estos componentes orbitan alrededor del núcleo y se mantienen unidos por la gravedad. Debido a que la gravedad depende de la masa, se podría pensar que la mayor parte de la masa de una galaxia estaría en el disco galáctico o cerca del centro del disco. Sin embargo, mediante el estudio de las curvas de rotación de la Vía Láctea y otras galaxias, Los astrónomos han concluido que la mayor parte de la masa se encuentra en las porciones exteriores de la galaxia (como el halo), donde hay poca luz emitida por estrellas o gases.
La gravedad de la Vía Láctea actúa sobre dos galaxias satélite más pequeñas llamadas Nubes de Magallanes grandes y pequeñas (llamado así por Fernando de Magallanes, el explorador portugués). Orbitan por debajo del plano de la Vía Láctea y son visibles en el hemisferio sur. La Gran Nube de Magallanes tiene aproximadamente 70, 000 años luz de diámetro y 160, 000 años luz de la Vía Láctea. Los astrónomos piensan que la Vía Láctea en realidad está extrayendo gas y polvo de estas galaxias satélites mientras orbitan.
Es complicado, pero puedes usar la versión de Newton de la Tercera Ley de Kepler para averiguar cuántas estrellas hay en la Vía Láctea. E.L. Wright (UCLA), El Proyecto COBE, DIRBE, NASA Mencionamos anteriormente que los astrónomos han estimado el número de estrellas en la Vía Láctea a partir de mediciones de la masa de la galaxia. Pero, ¿cómo se mide la masa de una galaxia? Obviamente, no puedes ponerlo en una escala. En lugar de, utiliza su movimiento orbital. De la versión de Newton de Tercera ley de movimiento planetario de Kepler, la velocidad orbital de un objeto en órbita circular, y un poco de álgebra, puede derivar una ecuación para calcular la cantidad de masa (M r ) que se encuentra dentro de cualquier órbita circular con un radio (r).
Por la Vía Láctea, el sol se encuentra a una distancia de 2.6 x 10 20 metros (28, 000 años luz) y tiene una velocidad orbital de 2,2 x 10 5 metros / segundo (220 km / s), obtenemos eso 2 x 10 49 kg se encuentra dentro de la órbita del sol. Dado que la masa del sol es 2 x 10 30 , entonces debe haber 10 11 , o alrededor de 100 mil millones, masas solares (estrellas similares al sol) dentro de su órbita. Cuando agregamos la porción de la Vía Láctea que se encuentra fuera de la órbita del sol, obtenemos aproximadamente 200 mil millones de estrellas.
