Vía Láctea CIENCIA

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Ciencia

La V. L. o "camino de Santiago" es una franja blanquecina que cruza la esfera celeste, pasando por las constelaciones de Casiopea, Perseo, Monoceros, Auriga, Cruz, Centauro, Sagitario, Escorpión, Águila .y Cisne. Su aspecto se debe a la integración de luz del gran número de estrellas que la componen y que se aprecian fácilmente con auxilio de un telescopio. En un sentido más amplio, llamamos V. L. a la galaxia en que se encuentra inmerso nuestro sistema solar; puede decirse que todo lo que se observa a simple vista pertenece a la misma, con excepción de las dos nubes de Magallanes y la galaxia de Andrómeda.

Forma y estructura. Nuestra galaxia es un sistema espiral de tipo Sb (v. GALAXIAS), cuya estructura ha podido deducirse por observaciones visuales y radioeléctricas, y basándose en el examen y comparación con otras galaxias. Debido a su rotación, nuestra galaxia aparece como un sistema fuertemente achatado en el que puede distinguirse un núcleo central, con enorme incremento en la densidad estelar, encajado en un delgado disco que se extiende hasta los brazos en forma de espiral. Todo el sistema está rodeado de un halo, sugerido por Shklovsky (1952) y confirmado después por observaciones radioeléctricas (fig. 1).

Por encontrarse el Sol, dentro de nuestra galaxia, en una posición excéntrica, se observa mayor concentración de estrellas en determinadas direcciones de la esfera celeste (V. L.), de tal manera que el círculo máximo que, pasando por esta franja, distribuye lo mejor posible tal conjunto de estrellas es el plano galáctico, base del sistema de coordenadas galácticas (V. COORDENADAS ASTRONÓMICAS). El eje de rotación del sistema (perpendicular al plano galáctico), en su intersección con el plano galáctico, define el centro de la galaxia. Es fácilmente observable, sobre todo al fotografiar en luz infrarroja (que atraviesa la materia interestelar con más facilidad), el pronunciado ensanchamiento de la V. L. en la constelación de Sagitario, que corresponde al núcleo de la galaxia, donde se encuentra el centro. Al igual que en las galaxias externas vistas de canto, se comprueba también la existencia de una banda central de materia absorbente que se proyecta sobre el núcleo. La galaxia está formada esencialmente por: 1) estrellas aisladas o pertenecientes a cúmulos o asociaciones; 2) gas interestelar neutro o ionizado; 3) polvo interestelar; 4) partículas de alta energía (rayos cósmicos y electrones relativistas).

En la clasificación de las poblaciones estelares de la galaxia, dada en la conferencia vaticana de 1957, puede verse la distribución de los objetos que componen la galaxia. La población I está formada principalmente por estrellas de las clases O, B (V. ESTRELLA, 2), T. Tauri (frecuentemente repartidas en asociaciones), cefeidas y materia interestelar. Los brazos contienen los objetos más brillantes y jóvenes, en tanto que el disco está lleno de estrellas F y G, aisladas o formando cúmulos abiertos. Se distingue perfectamente la población I del disco de la población I extrema de los brazos. La población II está caracterizada por cúmulos globulares (que contienen gigantes rojas), estrellas RR Lyrae (v. ESTRELLAS, 4), subenanas, etc. Puede decirse que la composición varía de un modo gradual de la población I a la población II, y la estimación en cuanto a su masa es la siguiente: población II (23%), población I del disco (67%), población I extrema (10%).

El gas interestelar se compone principalmente de hidrógeno y helio, y se distribuye en nubes discretas, neutras o ionizadas, de dimensiones relativamente pequeñas (algunos parsecs; 1 parsec=3,26 años luz=3 x 1013 Km.), donde la densidad es de 10 átomos/cm³ o más, si bien hay nubes excepcionales, como las nebulosas de Orión y Omega, cuya densidad es de unos 1.000 átomos/cm³. El gas interestelar ionizado se manifiesta por la emisión de rayas de la serie de Balmer del H y He, rayas prohibidas de O II, O III, Ne III, Ne IV, Ne V, S II, N II, etc. El gas interestelar neutro es detectable por las rayas de absorción de Na, K, Ca+, CH, NH, etc., y en ondas radioléctricas por la raya de emisión o de absorción del H en 21 cm. y por las rayas de absorción de OH en ~18 cm.

Dimensiones. Para determinar las dimensiones de nuestra galaxia es fundamental fijar la posición del centro. Para ello se han utilizado diversos métodos, unos basados en la distribución espacial de grupos de objetos celestes o materia interestelar, otros en los movimientos de estos mismos objetos. Considerando, p. ej., los cúmulos globulares y calculando sus distancias, gracias a la relación periodo-luminosidad (v. ESTRELLAS, 1) de las estrellas variables de corto periodo, se ha podido fijar la posición del centro de la galaxia, obteniéndose su dirección en coordenadas galácticas (longitud galáctica 1=325º, latitud galáctica b=09) y su distancia al Sol (d=900 parsecs). Con análogo fundamento se ha obtenido a partir de estrellas RR Lyrae 1=327° ? 5, d=7.200 parsecs. Observaciones en luz infrarroja sitúan el centro galáctico en la posición 1=330°, b= -1° ? 5, y los métodos de radioastronomía aplicados a la radiofuente intensa de Sagitario nos dan: 1=327°, b= -1 ? 4. En resumen, puede situarse el centro de la galaxia en las coordenadas galácticas 1=330°, b=0º, a una distancia aproximada d = 8.300 parsecs del Sol. De modo análogo se ha estimado que el diámetro de nuestro sistema espiral oscila entre 25.000 y 30.000 parsecs, y el diámetro del núcleo es de unos 1.200 parsec (pcs).

Rotación de la galaxia. El achatamiento de la galaxia sugiere ya su rotación, aparte de que si las estrellas estuviesen en reposo tendería a producirse una gran colisión, que no es observada. El problema de la rotación galáctica puede simplificarse, suponiendo que todos los objetos celestes de la galaxia se mueven en el plano galáctico con movimiento circular. En este caso, si suponemos que el Sol (S), a la distancia R0 del centro C, se mueve con una velocidad V0 (fig. 2), y una estrella E, a la distancia R, lo hace con velocidad V, sencillos cálculos conducen a las fórmulas aproximadas

Vr=Ar sen 2l

r=distancia de la Estrella E al Sol, y l, su longitud galáctica

µ.=0,211 (B+A cos 2l),

donde

A= 1/2[V0/R0-(dV/dR)0],B= 1/2[V0/R0-(dV/dR)0]

son las constantes de Oort, Vr, la velocidad radial de la estrella con respecto al Sol, y µ, su movimiento propio. La observación ha permitido determinar las constantes A=15 km/(seg. kpcs.)B=-10 km/(seg. kpcs.),

de donde se ha deducido la distancia

R0= 10 kpcs., el periodo de rotación del Sol alrededor del centro (año cósmico), que se estima en 2,5-108 años, y la velocidad lineal del sistema solar, que resulta ser de unos 250 km/seg. Recordemos que el apex (v. TIERRA I) coincide casi exactamente con una longitud galáctica de 90°, lo cual indica que el Sol se traslada según una órbita casi circular alrededor del centro galáctico. Teorías más elaboradas, prescindiendo de las hipótesis restrictivas que se han hecho, permiten determinar las velocidades de los objetos de la galaxia. De todas formas, parece comprobado que en las regiones centrales de la galaxia ésta gira como un sólido, en tanto que a grandes distancias la velocidad disminuye. La fig. 3 explica clara y esquemáticamente esta variación. En adición a esta distribución de velocidades, es necesario tener en cuenta la existencia de algunas estrellas de alta velocidad, cuyo análisis, efectuado por Kapteyn y Lindblad, entre otros, no podemos reproducir aquí.

Masa de la galaxia. Cuando se supone que toda la masa de la galaxia se concentra en el centro, el conocimiento de la distancia del Sol al centro y su periodo de revolución suministran un valor aproximado de la masa de la galaxia. Tal evaluación prueba que la masa de la galaxia es aprox. 1,5 . 1011 veces la masa del Sol. Diferentes hipótesis han permitido estimar que el 90% de la masa se atribuye a las estrellas, y el 10% restante a la materia interestelar. Señalemos, finalmente, que en nuestra galaxia se ha detectado la existencia de un campo magnético general, débil (=10-4 gauss), que tiende a alinear la materia cristalina interestelar, polarizando la luz de las estrellas lejanas.

V. t.: GALAXIAS; ESTRELLA; NEBULOSA.

R. CID PALACIOS.

BIBL.: B. SHAPLEY, Galaxies, Oxford 1961; W. BARDE, The evolution of Stars and Galaxies, Oxford 1963; D. MIHALAS, Galactic Astronomy, 1968; G. P. KUIPER (ed.), Galactic Structure, 1965; W. BECKER y CONTOPOULOS (ed.), The spiral stucture of our Galaxy, 1970; Artículos de 1. M. TORROJA, J. PENSADO y M. PASCUAL, publicados en el Anuario del Observatorio Astronómico de Madrid en 1945, 1963 y 1973 respectivamente.