Via Láctea , gran sistema en espiral que consta de varios cientos de miles de millones estrellas , uno de los 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 visto desde la Tierra. Aunque la Tierra se encuentra bien dentro de la Vía Láctea (a veces simplemente llamada Galaxia), los astrónomos no tienen una comprensión tan completa de su naturaleza como la de algunos sistemas estelares externos. Una gruesa capa de polvo interestelar oculta gran parte de la Galaxia del escrutinio óptico. telescopios , y los astrónomos pueden determinar su estructura a gran escala solo con la ayuda de telescopios de radio e infrarrojos, que pueden detectar las formas de radiación que penetran en la materia oscurecida.
Galaxia de la Vía Láctea La galaxia de la Vía Láctea vista desde la Tierra. Dirk Hoppe
Galaxia de la Vía Láctea La galaxia de la Vía Láctea vista de noche desde Tuolumne Meadows, el Parque Nacional Yosemite, California. Rick Whitacre / Shutterstock.com
Este artículo analiza la estructura, las propiedades y los componentes de la Vía Láctea. Para una discusión completa de lo cósmico universo de los cuales la galaxia es solo una pequeña parte, ver cosmología. Para el sistema estelar dentro de la Galaxia que es el hogar de la Tierra, ver sistema solar .
Galaxia de la Vía Láctea La galaxia de la Vía Láctea en el cielo nocturno. iStockphoto / Thinkstock
Aunque la mayoria estrellas en la Galaxia existen como estrellas simples como el Sol o como estrellas dobles, hay muchas conspicuo grupos y cúmulos de estrellas que contienen decenas a miles de miembros. Estos objetos se pueden subdividir en tres tipos: cúmulos globulares, cúmulos abiertos y asociaciones estelares. Se diferencian principalmente por la edad y el número de estrellas miembros.
Los cúmulos de estrellas más grandes y masivos son los cúmulos globulares, llamados así por su apariencia aproximadamente esférica. La Galaxia contiene más de 150 cúmulos globulares (el número exacto es incierto debido al oscurecimiento del polvo en la banda de la Vía Láctea, lo que probablemente impide que se vean algunos cúmulos globulares). Están dispuestos en un halo casi esférico alrededor de la Vía Láctea, con relativamente pocos hacia el plano galáctico pero una gran concentración hacia el centro. La distribución radial, cuando se representa en función de la distancia desde el centro galáctico, se ajusta a una expresión matemática de una forma idéntica a la que describe la distribución de estrellas en las galaxias elípticas.
cúmulo globular M80 cúmulo globular M80 (también conocido como NGC 6093) en una imagen óptica tomada por el telescopio espacial Hubble. M80 se encuentra a 28.000 años luz de la Tierra y contiene cientos de miles de estrellas. El equipo de Hubble Heritage (AURA / STScI / NASA)
Los cúmulos globulares son objetos extremadamente luminosos. Su luminosidad media es equivalente a aproximadamente 25.000 soles. Los más luminosos son 50 veces más brillantes. Las masas de los cúmulos globulares, medidas determinando la dispersión en las velocidades de las estrellas individuales, van desde unos pocos miles hasta más de 1.000.000 de masas solares. Los cúmulos son muy grandes, con diámetros que van desde los 10 hasta los 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 límite que corresponde a los efectos de marea de la Galaxia. Un modelo preciso de distribución de estrellas dentro de un cúmulo se puede derivar de estelar. dinámica , 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, derivó dinámico modelos que se ajustan muy de cerca a las distribuciones estelares observadas. Encuentra que la estructura de un cúmulo se puede describir en términos de dos números: (1) el radio del núcleo, que mide el grado de concentración en el centro, y (2) el radio de las mareas, que mide el límite de densidades de estrellas en el borde. del clúster.
Una característica distintiva clave de los cúmulos globulares en la Galaxia es su vejez uniforme. Determinado mediante la comparación de la población estelar de cúmulos globulares con modelos evolutivos estelares, las edades de todos los medidos hasta ahora oscilan entre 11 mil millones y 13 mil millones de años. Son los objetos más antiguos de la Galaxia y, por lo tanto, deben haber estado entre los primeros formados. Que este fue el caso también lo indica el hecho de que los cúmulos globulares tienden a tener cantidades mucho más pequeñas de elementos pesados que las estrellas en el plano de la Galaxia, por ejemplo, el Sol. Compuesto por estrellas pertenecientes a la población extrema II ( vea abajo Estrellas y poblaciones estelares ), así como las estrellas de halo de alta latitud, estos conjuntos casi esféricos aparentemente se formaron antes de que el material de la Galaxia se aplanara en el presente disco delgado. A medida que las estrellas que las componen evolucionaron, entregaron parte de su gas al espacio interestelar. Este gas se enriqueció en los elementos pesados (es decir, elementos más pesados que el helio) producidos en las estrellas durante las últimas etapas de su evolución, de modo que el gas interestelar en la Galaxia cambia continuamente. El hidrógeno y el helio siempre han sido los principales constituyentes , pero los elementos pesados han ido ganando importancia gradualmente. El gas interestelar actual contiene elementos más pesados que el helio a un nivel de aproximadamente el 2 por ciento en masa, mientras que los cúmulos globulares contienen tan solo un 0,02 por ciento de los mismos elementos.
Los cúmulos más pequeños y menos masivos que los cúmulos globulares se encuentran en el plano de la Galaxia entremezclados con la mayoría de los cúmulos del sistema. estrellas , incluido el sol. Estos objetos son los cúmulos abiertos, llamados así porque generalmente tienen una apariencia más abierta y suelta que los cúmulos globulares típicos.
cúmulo abierto NGC 290 cúmulo abierto NGC 290, visto por el telescopio espacial Hubble. Agencia Espacial Europea y NASA
Los cúmulos abiertos se distribuyen en la Galaxia de manera muy similar a las estrellas jóvenes. Están muy concentrados a lo largo del plano de la Galaxia y disminuyen lentamente en número hacia afuera desde su centro. La distribución a gran escala de estos cúmulos no se puede aprender directamente porque su existencia en el plano de la Vía Láctea significa que el polvo oscurece los que son más de unos pocos miles. años luz del sol. Por analogía con cúmulos abiertos en galaxias externas similares a la Galaxia, se supone que siguen la distribución general de integrado luz en la Galaxia, excepto que probablemente haya menos de ellos en las áreas centrales. Existe alguna evidencia de que los cúmulos abiertos más jóvenes están más densamente concentrados en los brazos espirales de la Galaxia, al menos en la vecindad del Sol, donde se pueden discernir estos brazos.
Los cúmulos abiertos más brillantes son considerablemente más débiles que los cúmulos globulares más brillantes. La luminosidad absoluta máxima parece ser aproximadamente 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 se pueden determinar a partir de la dispersión en las velocidades medidas de los miembros estelares individuales de los cúmulos. La mayoría de los cúmulos abiertos tienen pequeñas masas del orden de 50 masas solares. Sus poblaciones totales de estrellas son pequeñas, oscilando entre decenas y algunos miles.
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Los cúmulos abiertos tienen diámetros de solo 2 o 3 a aproximadamente 20 años luz, y la mayoría tienen menos de 5 años luz de diámetro. En estructura, se ven muy diferentes 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, que resultan de sus radios centrales comparativamente grandes. Estas dos características tienen consecuencias desastrosas en lo que respecta a su destino final, porque los cúmulos abiertos no están lo suficientemente unidos gravitacionalmente para poder resistir los efectos perturbadores de las mareas en la Galaxia ( ver cúmulo de estrellas: cúmulos abiertos). A juzgar por la muestra de cúmulos abiertos dentro de los 3.000 años luz del Sol, solo la mitad de ellos puede resistir tales fuerzas de marea durante más de 200 millones de años, y solo el 2 por ciento tiene una esperanza de vida de hasta mil millones de años.
Las edades medidas de los conglomerados abiertos coinciden con las conclusiones a las que se ha llegado sobre su esperanza de vida. Suelen ser objetos jóvenes; se sabe que sólo unos pocos superan los mil millones de años. La mayoría tienen menos de 200 millones de años y algunos tienen entre 1 y 2 millones de años. Las edades de los cúmulos abiertos se determinan comparando su pertenencia estelar con modelos teóricos de evolución estelar. Debido a que todas las estrellas de un cúmulo tienen casi la misma edad y química composición , las diferencias entre las estrellas miembros son completamente el resultado de sus diferentes masas. A medida que pasa el tiempo después de la formación de un cúmulo, las estrellas masivas, que evolucionan más rápido, desaparecen gradualmente del cúmulo, convirtiéndose en estrellas enanas blancas u otros remanentes estelares infraluminosos. Los modelos teóricos de los conglomerados muestran cómo este efecto cambia el contenido estelar con el tiempo, y las comparaciones directas con los conglomerados reales dan edades confiables para ellos. Para hacer esta comparación, los astrónomos usan un diagrama (el diagrama de color-magnitud) que traza las temperaturas de las estrellas frente a sus luminosidades. Se han obtenido diagramas de magnitud de color para más de 1000 conglomerados abiertos, por lo que se conocen las edades de esta gran muestra.
Debido a que los cúmulos abiertos son en su mayoría objetos jóvenes, tienen sustancias químicas composiciones que corresponden a los enriquecidos ambiente a partir del cual 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 Híades, que componen uno de los grupos más cercanos, tienen casi el doble de abundancia de elementos pesados que el Sol. En la década de 1990 fue posible descubrir cúmulos abiertos muy jóvenes que anteriormente habían estado completamente ocultos en regiones profundas y polvorientas. Utilizando infrarrojo detectores de matriz, los astrónomos descubrieron que muchas nubes moleculares contenían grupos muy jóvenes de estrellas que se acababan de formar y, en algunos casos, todavía se estaban formando.
Incluso más jóvenes que los cúmulos abiertos, las asociaciones estelares son agrupaciones muy sueltas de jóvenes. estrellas que comparten un lugar y una época de origen comunes, pero que por lo general no están lo suficientemente unidos gravitacionalmente para formar un grupo estable. Las asociaciones estelares se limitan estrictamente al plano de la Galaxia y aparecen solo en las regiones del sistema donde se está produciendo la formación de estrellas, especialmente en los brazos espirales. Son objetos muy luminosos. Los más brillantes son incluso más brillantes que los cúmulos globulares más brillantes, pero esto no se debe a que contengan más estrellas; en cambio, es el resultado del hecho de que su constituir las estrellas son mucho más brillantes que las estrellas constituyendo cúmulos globulares. Las estrellas más luminosas en asociaciones estelares son estrellas muy jóvenes de 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. Estas estrellas tienen vidas muy cortas, solo unos pocos millones de años. Con estrellas luminosas de este tipo, no es necesario que haya muchas para formar una agrupación muy luminosa y conspicua. Las masas totales de asociaciones estelares ascienden a solo unos pocos cientos de masas solares, y la población de estrellas es de cientos o, en algunos casos, miles.
Los tamaños de las asociaciones estelares son grandes; el diámetro medio de los de la galaxia es de unos 250 años luz . Son tan grandes y poco estructurados que su autogravitación es insuficiente para mantenerlos unidos, y en cuestión de unos pocos millones de años los miembros se dispersan en el espacio circundante, convirtiéndose en estrellas separadas y desconectadas en el campo galáctico.
Estos objetos son organizaciones de estrellas que comparten movimientos mensurables comunes. A veces, estos no forman un grupo notable. Esta definición permite que el término se aplique a una variedad de objetos, desde los cúmulos gravitacionalmente ligados más cercanos hasta grupos de estrellas muy extendidas sin identidad gravitacional aparente, que se descubren solo al buscar en los catálogos estrellas de movimiento común. Entre los más conocidos de los grupos en movimiento se encuentran las Híades en el constelación Tauro. También conocido como el cúmulo móvil de Tauro o la corriente de Tauro, este sistema comprende el grupo relativamente denso de las Híades junto con algunos miembros muy distantes. Contiene un total de alrededor de 350 estrellas, incluidas varias enanas blancas. Su centro se encuentra a unos 150 años luz de distancia. Otros grupos estelares en movimiento notables incluyen los grupos Ursa Major, Scorpius-Centaurus y 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, llamado grupo Groombridge 1830, consta de varias subenanas y la estrella RR Lyrae, tras la cual se nombraron las variables RR Lyrae.
Pléyades Nebulosidad brillante en las Pléyades (M45, NGC 1432), distancia 490 años luz. Los cúmulos de estrellas proporcionan la luz y las nubes de polvo circundantes reflejan y dispersan los rayos de las estrellas. Cortesía del Observatorio Palomar / Instituto de Tecnología de California
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Los recientes avances en el estudio de los grupos en movimiento han tenido un impacto 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 en movimiento han demostrado ser particularmente útiles con respecto a este último porque su similitud de movimiento 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, las paralaje de grupos en movimiento proporcionan la base para la escala de distancia galáctica. Los astrónomos han descubierto que el cúmulo en movimiento de las Híades es muy adecuado para su propósito: está lo suficientemente cerca como para permitir la aplicación confiable del método y tiene suficientes miembros para deducir una edad precisa.
Uno de los problemas básicos del uso de grupos móviles para determinar la distancia es la selección de miembros. En el caso de las Híades, esto se ha hecho con mucho cuidado, pero no sin una gran controversia. Los miembros de un grupo en movimiento (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 y posiciones adecuados de las estrellas individuales. Las posiciones de los polos definirán un gran círculo, y uno de sus polos será el punto convergente del grupo en movimiento. La membresía de estrellas puede establecerse mediante Criterios aplicado a las distancias de los polos de movimiento propio de estrellas individuales desde el gran círculo medio. La confiabilidad de la existencia del grupo en sí puede medirse por la dispersión de los puntos del gran círculo alrededor de su media.
Como las velocidades radiales no se habrán utilizado para la selección preliminar de miembros, se pueden examinar posteriormente para eliminar otros no miembros. La lista final de miembros debe contener solo unos pocos no miembros, ya sea aquellos que parecen estar de acuerdo con el movimiento del grupo debido a errores de observación o aquellos que comparten el movimiento del grupo en el momento presente pero que no están relacionados con el grupo históricamente.
Las distancias de las estrellas individuales en un grupo en movimiento pueden determinarse si se conocen sus velocidades radiales y movimientos propios ( vea abajo 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 , luego la velocidad radial de la estrella, V r , es V r = V cos λ.La velocidad transversal (o tangencial), T , es dado por T = V sin λ = 4,74 μ / pag dónde pag es el paralaje de la estrella en segundos de arco. Así, la paralaje de una estrella viene dada por pag = 4,74 μ cuna λ / V r .
La clave para lograr distancias confiables con este método es ubicar el punto convergente del grupo con la mayor precisión posible. Las diversas técnicas utilizadas (por ejemplo, el método de Charlier) son capaces de una alta precisión, siempre que las mediciones en sí estén libres de errores sistemáticos. Para el grupo en movimiento de Tauro, por ejemplo, se ha estimado que la precisión de las estrellas mejor observadas es del orden del 3 por ciento en el paralaje, descontando cualquier error debido a problemas sistemáticos en los movimientos adecuados. Precisiones de este orden no fueron posibles por otros medios hasta que el telescopio espacial Hipparcos pudo medir paralaje estelares de alta precisión para miles de estrellas individuales.
Un componente conspicuo de la Galaxia es la colección de objetos gaseosos grandes, brillantes y difusos generalmente llamados nebulosas . Los más brillantes de estos objetos en forma de nubes 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). Esta condición es producida por la fuerte luz ultravioleta emitida por el muy luminoso, caliente estrellas incrustado en el gas. Debido a que las nebulosas de emisión consisten casi en su totalidad en hidrógeno ionizado, generalmente se las conoce como regiones H II.
Nebulosa de Orión (M42) Centro de la Nebulosa de Orión (M42). Los astrónomos han identificado unas 700 estrellas jóvenes en esta área de 2,5 años luz de ancho. También han detectado más de 150 discos protoplanetarios, o proplyds, que se cree que son sistemas solares embrionarios que eventualmente formarán planetas. Estas estrellas y proplyds generan la mayor parte de la luz de la nebulosa. Esta imagen es un mosaico que combina 45 imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble. NASA, C.R. O'Dell y S.K. Wong (Universidad de Rice)
Las regiones H II se encuentran en el plano de la Galaxia entremezcladas con estrellas jóvenes, asociaciones estelares y el más joven de los cúmulos abiertos. Son áreas donde se han formado recientemente estrellas muy masivas, y muchas contienen gas no condensado, polvo y complejos moleculares comúnmente asociados con la formación estelar en curso. Las regiones H II se concentran en los brazos espirales de la Galaxia, aunque existen algunas entre los brazos. Muchos de ellos 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 ser comprobado aunque las regiones H II no se pueden ver claramente más allá de unos pocos miles de años luz del Sol. Emiten radiación de radio de tipo característico, con un espectro térmico que indica que sus temperaturas rondan los 10.000 kelvin. Esta radiación de radio térmica permite a los astrónomos mapear 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 de estrellas más brillantes en luminosidad total. Aunque la mayor parte de la radiación visible se concentra en unas pocas líneas de emisión discretas, el brillo aparente total del más brillante es el equivalente a decenas de miles de luminosidades solares. Estas regiones H II también son notables en tamaño, con diámetros de aproximadamente 1000 años luz. Más típicamente, las regiones H II comunes, como la nebulosa de Orión, tienen unos 50 años luz de diámetro. Contienen gas que tiene una masa total que va desde una o dos masas solares hasta varios miles. Las regiones H II consisten principalmente en hidrógeno, pero también contienen cantidades mensurables de otros gases. El helio ocupa el segundo lugar en abundancia, y grandes cantidades de carbono, nitrógeno , y también se produce oxígeno. La evidencia preliminar indica que la relación entre la abundancia de los elementos más pesados entre los gases detectados y el hidrógeno disminuye hacia afuera desde el centro de la Galaxia, una tendencia que se ha observado en otras galaxias espirales.
Las nubes gaseosas conocidas como nebulosas planetarias son solo superficialmente similares a otros tipos de nebulosas. Llamadas así porque las variedades más pequeñas casi se parecen a los discos planetarios cuando se ven a través de un telescopio, las nebulosas planetarias representan una etapa al final del ciclo de vida estelar en lugar de una al principio. La distribución de tales 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 interno. Hay más de 1.000 nebulosas planetarias conocidas en la Galaxia, pero es posible que se pasen por alto más debido al oscurecimiento en la región de la Vía Láctea.
Nebulosa Ojo de Gato Imagen compuesta de la Nebulosa Ojo de Gato (NGC 6543), que combina tres imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble. Esta nebulosa planetaria tiene una estructura inusualmente complicada, con capas concéntricas (vistas como anillos brillantes), chorros (las proyecciones en la parte superior izquierda e inferior derecha) y una serie de detalles que sugieren interacciones complejas de ondas de choque. J.P. Harrington y K.J. Borkowski (Universidad de Maryland) y NASA
Otro tipo de nebuloso El objeto encontrado en la Galaxia es el remanente del gas expulsado de una estrella en explosión que forma una supernova . Ocasionalmente, estos objetos se parecen a nebulosas planetarias, como en el caso de la Nebulosa del Cangrejo, pero se diferencian de esta última en tres aspectos: (1) la masa total de su gas (involucran una masa mayor, esencialmente toda la masa del estrella en explosión), (2) su cinemática (se expanden con velocidades más altas) y (3) su vida (duran menos tiempo como nebulosas visibles). Los remanentes de supernovas más conocidos son los resultantes de tres supernovas observadas históricamente: la de 1054, que hizo de la Nebulosa del Cangrejo su remanente; el de 1572, llamado Tycho's Nova; y el de 1604, llamado Nova de Kepler. Estos objetos y muchos otros similares 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 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 esta manera se denomina radiación de sincrotrón y está asociada con varios tipos de fenómenos cósmicos violentos además de los restos de supernovas, como, por ejemplo, las radiogalaxias.
Nebulosa del Cangrejo La Nebulosa del Cangrejo, que se formó por una explosión de supernova registrada en 1054. Esta imagen se obtuvo mediante la combinación de dos docenas de exposiciones del Telescopio Espacial Hubble. NASA / ESA / STScI / AURA
Las nubes de polvo de la Galaxia están limitadas al plano de la Vía Láctea, aunque se puede detectar polvo de muy baja densidad incluso cerca de los polos galácticos. Las nubes de polvo a más 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 distantes. Sobre la base de la distribución de las nubes de polvo en otras galaxias, se puede concluir que a menudo son más notorias dentro de los brazos espirales, especialmente a lo largo del borde interior de las bien definidas. 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. Los más pequeños tienden a ser los más densos, posiblemente en parte debido a la evolución: a medida que un complejo de polvo se contrae, también se vuelve más denso y más opaco . Las nubes de polvo más pequeñas son los llamados glóbulos de Bok, que llevan el nombre del astrónomo estadounidense holandés Bart J. Bok; estos objetos miden aproximadamente un año luz de diámetro y tienen masas de 1 a 20 masas solares.
Nebulosa del Águila La nebulosa del Águila. Las estrellas se están formando en esta columna de gas y polvo frío, que tiene 9,5 años luz de longitud. NASA, ESA y The Hubble Heritage Team (STScI / AURA)
NGC 4013 NGC 4013, una galaxia espiral, que tiene una línea de polvo prominente como la Vía Láctea, en una imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble. NASA y The Hubble Heritage Team (STScI / AURA)
La información más completa sobre el polvo en el Galaxy proviene de infrarrojo observaciones. Mientras que los instrumentos ópticos pueden detectar el polvo cuando oculta objetos más distantes o cuando está 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 una gran cantidad de densas nubes de polvo en la Vía Láctea. Veinte años después, el Telescopio Espacial Spitzer, con mayor sensibilidad, mayor cobertura de longitud de onda y mejor resolución, cartografió muchos complejos de polvo en la Vía Láctea. En algunos fue posible ver cúmulos de estrellas masivas aún en proceso de formación.
Las densas nubes de polvo en la Vía Láctea pueden estudiarse por otros medios. Muchos de estos objetos contienen cantidades detectables de moléculas que emiten radiación de radio en longitudes de onda que permiten su identificación y análisis. Más de 50 moléculas diferentes, incluyendo monóxido de carbono y formaldehído , y se han detectado radicales en las nubes de polvo.
Las estrellas de la Galaxia, especialmente a lo largo de la Vía Láctea, revelan la presencia de un medio interestelar generalizado y omnipresente por la forma en que se desvanecen gradualmente con la distancia. Esto ocurre principalmente debido al polvo interestelar, que oscurece y enrojece la luz de las estrellas. En promedio, las estrellas cercanas al Sol se atenúan en un factor de dos por cada 3.000 años luz. Por lo tanto, una estrella que se encuentra a 6.000 años luz de distancia en el plano de la Galaxia aparecerá cuatro veces más débil de lo que sería si no fuera por el polvo interestelar.
que garantiza la novena enmienda
Nebulosa Cabeza de Caballo Nebulosa Cabeza de Caballo. Observatorio anglo-australiano
centro de la Vía Láctea Regiones centrales de la Vía Láctea. La imagen de la izquierda está en luz visible y la imagen de la derecha está en infrarrojos; la marcada diferencia entre las dos imágenes muestra cómo la radiación infrarroja puede penetrar el polvo galáctico. La imagen infrarroja es parte de Two Micron All Sky Survey (2MASS), un estudio de todo el cielo en luz infrarroja. Mosaico de imágenes de Atlas cortesía de Howard McCallon y Gene Kopan de 2MASS Project / UMass / IPAC-Caltech / NASA / NSF
Otra forma en que los efectos del polvo interestelar se hacen evidentes es a través de la polarización de la luz de las estrellas de fondo. El polvo se alinea en el espacio hasta cierto punto, y esto da como resultado una absorción selectiva de modo que hay un plano de vibración preferido para las ondas de luz. Los vectores eléctricos tienden a ubicarse preferentemente a lo largo del plano galáctico, aunque hay áreas donde la distribución es más complicada. Es probable que la polarización surja porque los granos de polvo están parcialmente alineados por la galaxia. campo magnético . Si los granos de polvo son paramagnéticos de modo que actúan 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. Como consecuencia, las direcciones de polarización para 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 se compone principalmente de hidrógeno en su forma neutra. Los radiotelescopios pueden detectar hidrógeno neutro porque emite radiación con 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 lo 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 se determina fácilmente. Estadístico Los argumentos deben utilizarse en muchos casos, pero las velocidades del gas, en comparación con las velocidades encontradas para las estrellas y las anticipadas sobre la base de la dinámica de la Galaxia, proporcionan pistas útiles en cuanto a la ubicación de las diferentes fuentes de radio de hidrógeno. emisión. Cerca del Sol, la densidad media del gas interestelar es de 10−21gm / cm3, que es el equivalente a aproximadamente un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico.
Incluso antes de que detectaran por primera vez la emisión de hidrógeno neutro en 1951, los astrónomos eran conscientes del gas interestelar. Componentes menores del gas, como sodio y calcio, absorben luz en longitudes de onda específicas y, por lo tanto, provocan la aparición de líneas de absorción en los espectros de las estrellas que se encuentran más allá del gas. Dado que las líneas que se originan en las estrellas suelen ser diferentes, es posible distinguir las líneas del gas interestelar y medir tanto la densidad como la velocidad del gas. Con frecuencia, incluso es posible observar los efectos de varias concentraciones de gas interestelar entre la Tierra y las estrellas de fondo y así determinar la cinemática del gas en diferentes partes de la Galaxia.
Escuche sobre la predicción de la colisión de la Vía Láctea con la galaxia de Andrómeda, lo que podría suceder en unos cuatro mil millones de años. Una descripción general de la colisión predicha de las galaxias de Andrómeda y la Vía Láctea, que se espera que ocurra en unos cuatro mil millones de años. Open University (un socio editorial de Britannica) Ver todos los videos de este artículo
Las Nubes de Magallanes fueron reconocidas a principios del siglo XX como objetos compañeros de la Galaxia. Cuando el astrónomo estadounidense Edwin Hubble establecido la naturaleza extragaláctica de lo que ahora llamamos galaxias, quedó claro que las Nubes tenían que ser sistemas separados, tanto de la clase irregular como de más de 100.000 años luz distante. (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 compañeros cercanos adicionales, todos ellos objetos pequeños y discretos de la clase elíptica enana. La más cercana de ellas es la enana de Sagitario, una galaxia que está cayendo en la Vía Láctea, después de haber sido capturada mareamente por la gravedad mucho más fuerte de la Galaxia. El núcleo de esta galaxia está a unos 90.000 años luz de distancia. Otros compañeros cercanos son las bien estudiadas galaxias Carina, Draco, Fornax, Leo I, Leo II, Sextans, Sculptor y Ursa Minor, así como varios objetos muy débiles y menos conocidos. Las distancias para ellos oscilan entre aproximadamente 200.000 y 800.000 años luz. La agrupación de estas galaxias alrededor de la Vía Láctea se imita en el caso de la Galaxia de Andrómeda, que también está acompañada por varios compañeros enanos.
cúmulo globular NGC 1850 en la Gran Nube de Magallanes La mayor parte del cúmulo globular NGC 1850 está formado por estrellas amarillas; las estrellas blancas brillantes son miembros de un segundo cúmulo abierto a unos 200 años luz más allá de NGC 1850. Esta imagen es una composición de imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble. R. Gilmozzi, Instituto Científico del Telescopio Espacial / Agencia Espacial Europea; Shawn Ewald, JPL; y NASA
