Cuando miras el cielo nocturno, hay una banda de luz suave y amplia que es imposible pasar por alto. Esta fascinante franja, evidente cerca del horizonte y arqueada a lo largo de la extensión, ha sido objeto de fascinación humana durante siglos. Los antiguos griegos la llamaron "galaxias kuklos" o "círculo lácteo" y los romanos la apodaron "Vía Láctea. ."
Fue en el año 1610 cuando Galileo Galilei, con la ayuda de uno de los primeros telescopios, empezó a descifrar este resplandor celeste. Sus innovadoras observaciones revelaron un hecho impresionante:el resplandor de la Vía Láctea es el resultado de miles de millones de estrellas tenues que envuelven nuestra vecindad cósmica.
Con esa revelación fundamental en mente, únete a nosotros en un viaje de descubrimiento mientras exploramos nuestra propia galaxia. Exploraremos su tamaño, forma y estructura, discutiremos el movimiento de sus estrellas y veremos cómo se compara con otras galaxias.
ContenidoLa Vía Láctea, nuestro hogar celestial, ha fascinado a los astrónomos durante siglos. Es una vasta galaxia, un gran sistema que incluye estrellas, gas (predominantemente hidrógeno), polvo y materia oscura, todos unidos por la gravedad.
Mientras navegamos por el cosmos, surge un enigma intrigante:¿Cómo es realmente la Vía Láctea? ¿De qué está compuesto y cuál es su forma? Estas preguntas fundamentales han desconcertado a los astrónomos durante generaciones y encontrar respuestas no fue una tarea fácil.
Un desafío importante surge desde nuestra perspectiva única:residimos dentro de la Vía Láctea, lo que dificulta discernir su forma y contenido. Los primeros astrónomos enfrentaron muchas limitaciones debido a la tecnología de su época, incluidos telescopios relativamente pequeños con alcance y capacidades de aumento limitados, que solo podían detectar luz visible.
Además de eso, su visión de la Vía Láctea estaba obstruida porque está envuelta en polvo cósmico, similar a mirar a través de una implacable tormenta de polvo. Alguna vez pensaron que contenía todas las estrellas del cielo.
Afortunadamente, el siglo XX marcó el comienzo de notables avances en la tecnología de los telescopios, lo que permitió a los astrónomos atravesar esta neblina celeste y mirar profundamente en el espacio. Estos poderosos instrumentos revelaron una verdad sorprendente:la Vía Láctea no es una simple colección de estrellas, sino una galaxia con una elegante forma de espiral. Y contrariamente a la creencia popular, nuestro sistema solar no se encuentra en el centro.
Este nuevo conocimiento resalta la enorme inmensidad del universo, ya que la Vía Láctea es sólo una entre las innumerables galaxias que pueblan el cosmos. Ahora veamos algunas de las primeras teorías sobre nuestra humilde galaxia.
Como mencionamos, Galileo descubrió que la Vía Láctea está formada por estrellas tenues, que parecen menos brillantes que otras estrellas, ya sea porque emiten menos luz o porque están muy lejos de nosotros.
Entonces conocemos la composición de la galaxia, pero ¿qué pasa con su forma? ¿Cómo puedes saber la forma de algo si estás dentro de él? A finales del siglo XVIII, el astrónomo Sir William Herschel abordó esta cuestión.
Herschel razonó que si la Vía Láctea fuera una esfera, deberíamos ver numerosas estrellas en todas direcciones. Entonces, él y su hermana Caroline contaron todas 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 como encontró aproximadamente el mismo número de estrellas en todas las direcciones a lo largo del disco, concluyó que el sol estaba cerca del centro del disco.
Alrededor de 1920, un astrónomo holandés llamado Jacobus Kapteyn midió las distancias aparentes a estrellas cercanas y remotas utilizando la técnica del paralaje. Como el paralaje implicaba medir los movimientos de las estrellas, comparó los movimientos de las estrellas distantes con las cercanas.
Concluyó que la Vía Láctea era un disco de aproximadamente 20 kiloparsecs, o 65.200 años luz, de diámetro (un kiloparsec =unos 3.260 años luz). Kapetyn también concluyó que el sol estaba en el centro de la Vía Láctea o cerca de él.
Pero los astrónomos del futuro cuestionarían estas ideas, y la tecnología avanzada les ayudaría a cuestionar las teorías y generar mediciones más precisas.
Si sostiene el pulgar con el brazo extendido y abre y cierra alternativamente cada ojo, notará que el pulgar parece moverse contra el fondo. Este fenómeno se llama "cambio de paralaje". Los astrónomos observan un efecto similar en las estrellas debido a la órbita de la Tierra.
Al comparar las posiciones de las estrellas con seis meses de diferencia, miden este ángulo de paralaje (Θ). Usando Θ y el radio de la órbita de la Tierra (R), calculan la distancia de una estrella (D) como:D =RCotΘ . Esto es efectivo para estrellas dentro de 50 pársecs. Para estrellas más lejanas, se utilizan otros métodos que implican luminosidad.
En la época en que Kapteyn 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 por encima y por debajo de ella. Shapely decidió mapear la distribución de los cúmulos globulares y medir sus distancias utilizando marcadores de estrellas variables dentro de los cúmulos y la relación luminosidad-distancia.
Según sus observaciones, los cúmulos globulares se encontraron con una distribución esférica y se concentraron cerca de la constelación de Sagitario. Shapely concluyó que el centro de la galaxia estaba cerca de Sagitario, no del Sol, y que la Vía Láctea tenía unos 100 kiloparsecs de diámetro.
Shapely participó en un gran debate sobre la naturaleza de las 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 formaban parte de la Vía Láctea.
Las observaciones de Edwin Hubble de las variables Cefeidas finalmente resolvieron el debate:las nebulosas estaban efectivamente fuera de la Vía Láctea.
Pero aún quedaban preguntas. ¿Qué forma tenía la Vía Láctea y qué existía exactamente en su interior?
Hubble estudió galaxias y las clasificó en varios tipos de galaxias elípticas y espirales. Las galaxias espirales se caracterizaban por tener formas de discos con brazos espirales. Era lógico pensar que debido a que la Vía Láctea tenía forma de disco y las galaxias espirales también tenían forma de disco, la Vía Láctea probablemente fuera 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 hechas por Kapteyn y otros estaban equivocadas porque las mediciones se basaban en observaciones en las longitudes de onda visibles.
Trumpler concluyó que las grandes cantidades de polvo en el plano de la Vía Láctea absorbían la luz en las longitudes de onda visibles y hacían que las estrellas y cúmulos lejanos parecieran más tenues de lo que realmente eran. Por lo tanto, para mapear con precisión las estrellas y cúmulos de estrellas dentro del disco de la Vía Láctea, los astrónomos necesitarían una forma de mirar a través del polvo.
En la década de 1950 se inventaron los primeros radiotelescopios. Los astrónomos descubrieron que los átomos de hidrógeno emitían radiación en longitudes de onda de radio y que estas ondas de radio podían atravesar el polvo de la Vía Láctea.
Así, fue posible mapear cada brazo espiral de la Vía Láctea. La clave eran las estrellas marcadoras como las que se utilizan para medir distancias. Los astrónomos descubrieron que las estrellas de clase O y B funcionarían. Estas estrellas tenían varias características:
Los astrónomos podrían utilizar radiotelescopios para mapear con precisión las posiciones de estas estrellas O y B, y utilizar los desplazamientos Doppler del espectro de radio para determinar sus velocidades de movimiento. Cuando hicieron esto con muchas estrellas, pudieron producir mapas ópticos y de radio combinados de los brazos espirales de la Vía Láctea. Cada brazo lleva el nombre de las constelaciones que existen en su interior.
Los astrónomos creen que el movimiento del material alrededor del centro galáctico genera ondas de densidad (áreas de alta y baja densidad), muy parecidas a las que se ven cuando se revuelve la masa de un pastel con una batidora eléctrica. Se cree que estas ondas de densidad causan la naturaleza espiral de la galaxia.
Entonces, al examinar 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.
Al 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 hacia el extremo azul, se está moviendo hacia nosotros; si el espectro se desplaza hacia el extremo rojo, la estrella se está alejando de nosotros.
Según el sistema de clasificación de Hubble, la Vía Láctea es una galaxia espiral, aunque la evidencia cartográfica más reciente indica que puede ser una galaxia espiral barrada.
La Vía Láctea tiene más de cientos de miles de millones de estrellas individuales. Tiene aproximadamente 100.000 años luz de diámetro y el sol se encuentra a unos 28.000 años luz del centro. Si observamos la estructura de la Vía Láctea tal como se vería desde fuera, podemos ver ciertas partes.
El disco de la Vía Láctea está formado por estrellas jóvenes y viejas, con abundante gas y polvo. Las estrellas en el disco orbitan el centro galáctico en trayectorias casi circulares, con un ligero movimiento vertical debido a interacciones gravitacionales, que se asemejan a caballos de tiovivo.
El disco tiene tres regiones:el núcleo en el centro, el abultamiento alrededor del núcleo que se extiende ligeramente por encima y por debajo del plano del disco y los brazos espirales que irradian hacia afuera. Nuestro sistema solar se encuentra en uno de estos brazos, concretamente el Brazo de Orión. Otros brazos incluyen el brazo de Perseo, el brazo de Sagitario y el brazo de Scutum-Centaurus.
Varios cientos de cúmulos globulares se encuentran dispersos por encima y por debajo del plano del disco galáctico, orbitando el centro galáctico en trayectorias elípticas con direcciones dispersas aleatoriamente.
Las estrellas dentro de estos cúmulos son significativamente más antiguas en comparación con las del disco galáctico, y los cúmulos contienen poco o nada de gas y polvo.
El halo, una zona grande y oscura que rodea la galaxia, está compuesta de gas caliente, materia oscura y estrellas viejas. A pesar de la masa aparente en el disco y el centro de la galaxia, los estudios de la curva de rotación revelan que la mayor parte de la masa reside en el halo, lo que sugiere la presencia de materia oscura.
La gravedad de la Vía Láctea afecta a dos galaxias satélite, la Gran y la Pequeña Nube de Magallanes, visibles desde el hemisferio sur y que orbitan en diferentes posiciones alrededor de toda nuestra galaxia.
La Gran Nube de Magallanes, de unos 14.000 años luz de diámetro y 163.000 años luz de distancia, puede perder gas y polvo hacia la Vía Láctea debido a interacciones gravitacionales.
Los astrónomos utilizan dispositivos como fotómetros en telescopios para medir el brillo de una estrella. Conocer el brillo y la distancia de una estrella les permite calcular su luminosidad usando la fórmula:luminosidad =brillo x 12,57 x (distancia)².
La luminosidad también puede indicar la distancia de una estrella a la Tierra. Estrellas como RR Lyrae y las variables Cefeidas, que cambian de brillo de manera predecible, sirven como puntos de referencia.
Para determinar las luminosidades de los cúmulos globulares, Shapely midió los períodos de brillo de las estrellas RR Lyrae en los cúmulos. Una vez que conoció las luminosidades, pudo calcular sus distancias a la Tierra.
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 su lugar, utiliza su movimiento orbital.
A partir de la versión de Newton de la Tercera Ley del Movimiento Planetario de Kepler, la velocidad orbital de un objeto en órbita circular y un poco de álgebra, se puede derivar una ecuación para calcular la cantidad de masa (Mr) que se encuentra dentro de cualquier órbita circular con un radio (r ):
Para la Vía Láctea, el sol se encuentra a una distancia de 2,6 x 10²⁰ metros (28.000 años luz) y tiene una velocidad orbital de 2,2 x 10⁵ metros/segundo (220 km/s), obtenemos que 2 x 10⁴⁹ kg se encuentran dentro la órbita del sol.
Dado que la masa del Sol es 2 x 10³⁰, entonces debe haber 10¹¹, o alrededor de 100 mil millones, masas solares (estrellas similares al Sol) dentro de su órbita. Cuando sumamos la porción de la Vía Láctea que se encuentra fuera de la órbita del Sol, obtenemos aproximadamente 200 mil millones de estrellas.
Este artículo fue actualizado junto con tecnología de inteligencia artificial, luego verificado y editado por un editor de HowStuffWorks.
