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El medio interestelar
El polvo interestelar
El gas interestelar
La formación de las estrellas
El nacimiento de las estrellas
Las estrellas T Tauri, objetos Herbig-Haro y región HII
La Galaxia
Los primeros estudios de la Vía Láctea
Las Cefeidas y el tamaño de la Vía Láctea
La Galaxia
El centro de la Galaxia
La Galaxia
La Galaxia
La Galaxia es un conjunto de cerca de 300.000 millones de estrellas, de las que
la gran mayoría forman un disco de alrededor de 100.000 años-luz de diámetro.
Este disco es muy aplanado, ya que su espesor es sólo de 1000 años-luz, o sea,
alrededor de una centésima del diámetro. En su centro se encuentra una
excrecencia de 10.000 años-luz de diámetro llamada bulbo galáctico. Un halo
esférico de diámetro ligeramente más grande que el disco lo engloba todo.
El Sol se encuentra a menos de 100 años-luz del plano central del disco, lo que
explica que este último nos aparece como una banda en el cielo: la Vía láctea.
Nuestra estrella se encuentra a 27.000 años-luz del
centro de la Galaxia, o sea,
a dos tercios de la distancia del centro a los límites externos. Por fin, en
nuestro cielo, el centro galáctico se encuentra en la constelación del
Sagitario.
Con este destacado mosaico de VISTA miramos hacia el interior del polvoriento
corazón de nuestra galaxia, la Vía Láctea, en la constelación de Sagitario (el
Arquero). Cerca de un millón de estrellas son reveladas en esta fotografía, la
mayor parte de ellas no observables en fotografías de luz visible. Al igual que
la absorbente luz, el polvo también esparce luz azul desde las estrellas
distantes y juega un rol fundamental en hacer que este enorme fondo de
estrellas luzca tan rojo. Esta imagen es un mosaico creado a partir de imágenes
de VISTA, tomadas a través de filtros Y, J y Ks, en el infrarrojo cercano. La
imagen es de alrededor de 2 grados por 1,5 grados de extensión. El tiempo total
de exposición para este mosaico fue de sólo 80 segundos. Crédito:
ESO/VISTA.
Acknowledgment: Cambridge Astronomical Survey Unit
El halo y el disco
Los constituyentes del disco y del halo presentan propiedades muy diferentes.
Las estrellas del halo son viejas, poco luminosas, rojizas y desprovistas de
elementos distintos del hidrógeno o el helio. Además, el halo está prácticamente
desprovisto de gas y polvo. Tengamos en cuenta también que el halo contiene
cúmulos globulares que permitieron a
Harlow Shapley determinar el tamaño de la
Galaxia.
Al contrario, las estrellas del disco tienen una gama de edad y luminosidad
mucho más extensa. Encontramos allí, en particular
asociaciones OB, formadas por astros
muy jóvenes, masivos y luminosos, asociados a
regiones HII. Las estrellas allí
son ricas en elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Por fin, el disco
contiene un medio interestelar muy rico, gracias al cual la
formación estelar
continúa siendo activa.
Las poblaciones I y II
La diferencia muy neta entre las estrellas del halo y las del disco condujo a
los astrónomos a clasificarlas en dos grupos: la población I, compuesta de estrellas
del disco, y la población II, que reagrupa a las del halo. Este reparto encuentra
su origen en la historia de la formación de la Galaxia.
Al origen, hace
alrededor de 15 mil millones de años, ésta no era más que una nube de gas
esférica en rotación. Estaba, por lo tanto, exclusivamente formada por hidrógeno y
helio, los únicos elementos que existían en esta época. Bajo el efecto de la
gravitación, esta nube se hundió sobre sí misma, aplanándose al mismo tiempo a
causa de la rotación. El resultado final fue un disco aplanado, perpendicular al
eje de rotación y conteniendo la mayor parte de la masa del sistema, en
particular, su gas.
Las estrellas de la población II datan de la primera fase, lo que explica su
distribución esférica y la ausencia de elementos más pesados que el helio. Son
viejas porque, de ahora en adelante, desprovisto de gas, el halo no puede
producir más estrellas. No vemos más que las que eran poco masivas y capaces de
sobrevivir más de 15 mil millones de años. Son, pues, poco
luminosas y rojizas.
Estas estrellas se encuentran ahora en órbitas muy excéntricas e inclinadas con
relación al plano del disco, y atraviesan rápidamente este último cada 100
millones de años.
Las características de las estrellas de la población I vienen del hecho de que el
disco es, al contrario, muy rico en gas. La formación de estrellas se continúa
de manera muy intensa. Encontramos allí, así pues, cuerpos de todas las edades,
hasta estrellas muy jóvenes de menos de 100 millones de años. A medida que
las generaciones estelares se suceden, el medio interestelar se enriquece en
elementos más pesados, creados en el
seno de las estrellas y liberados por los vientos estelares, las nebulosas
planetarias y las explosiones de supernova. Las nuevas estrellas se vuelven también cada vez más ricas en elementos
pesados.
La rotación alrededor del centro
Las estrellas del disco no están en reposo, sino giran alrededor del
centro
galáctico en una órbita circular. La velocidad del Sol en su órbita es, por
ejemplo, de 220 kilómetros por segundo. El disco no gira como un cuerpo rígido,
sino está sometido a una rotación diferencial. Así, dos estrellas a distancias
diferentes del centro no tienen la misma velocidad de rotación: cuanto más
grande es la distancia, más baja es la velocidad de rotación. A 27.000 años-luz
del centro, nuestra estrella realiza su órbita en 225 millones de años.
Vista artística de la Galaxia según observaciones en luz infrarroja y en
ondas de radio. Crédito:
CXC /
M.Weiss
Los brazos espirales
La extinción interestelar
generalmente nos impide estudiar las regiones lejanas
en el plano galáctico. Esto afortunadamente no es verdad en todas las
longitudes
de onda. Así, la luz infrarroja o las ondas de radio apenas son afectadas por el
medio interestelar y nos dan acceso a estas regiones. Para estudiar la
estructura global de la Galaxia, los astrónomos utilizan en particular la
radiación de radio a 21 centímetros, emitida por las nubes de hidrógeno atómico
que siembran la Vía láctea.
Este tipo de estudio puso de manifiesto que el hidrógeno se distribuye de manera
no homogénea en el plano galáctico. El gas se concentra en realidad en algunas
bandas llamadas brazos espirales. Este nombre está vinculado al aspecto de estas
zonas de fuerte concentración: parecen partir del centro galáctico y alejarse,
enrollándose como una espiral.
Los estudios a 21 centímetros revelaron la existencia de cuatro grandes brazos
espirales, llamados según las constelaciones en las cuales aparecen:
Carina-Sagitario, Escudo-Centauro-Cruz del Sur, Cisne y Perseo. Hay también
numerosos pequeños trozos de brazo, en particular el de Orión, en el cual se
encuentra el Sol. |