La Vía Láctea

Debido a que habitamos dentro de la Galaxia de la Vía Láctea, es imposible para nosotros tomar una foto de su estructura en espiral desde el exterior. Pero sí sabemos que nuestra Vía Láctea tiene una naturaleza espiral de las observaciones hechas desde dentro de nuestra Galaxia (aunque si es o no una espiral desnuda todavía se está debatiendo). Para representar esto, se usó la hermosa galaxia espiral Messier 74, ya que se pensaba que era una galaxia similar a la nuestra.

A continuación se muestra una imagen de la verdadera Vía Láctea topada por el satélite COBE. El disco y la región central de nuestra Galaxia son fácilmente reconocibles. Esta imagen hace que la Vía Láctea aparezca mucho más galaxia y menos como la mancha de estrellas que vemos que se extienden a través de nuestro cielo nocturno. Es posible imaginar cómo podría ser nuestra Vía Láctea mirándola desde fuera.

Información a distancia

Aunque el año de luz es una unidad comúnmente utilizada, los astrónomos prefieren una unidad diferente llamada parsec (pc). Un parsec, igual a 3.26 años luz, se define como la distancia a la que 1 Unidad Astronómica subtiende un ángulo de 1 segundo de arco (1/3600 de grado) Cuando utilizamos el parsec para distancias realmente grandes, a menudo ponemos un prefijo delante de él - como kiloparsecs (kpc), que son iguales a 1000 parsecs - o Megaparsecs (Mpc), igual a un millón de parsecs.

La Vía Láctea tiene unos 1.000.000.000.000.000.000 de km (unos 100.000 años luz o unos 30 kpc) de ancho. El Sol no se encuentra cerca del centro de nuestra Galaxia. Se encuentra a unos 8 kpc del centro sobre lo que se conoce como el brazo de Orión de la Vía Láctea.

Cómo calculamos las distancias de esta magnitud

Las paralas nos dan distancias a las estrellas hasta unos pocos miles de años luz. Más allá de esa distancia, las paralasjas son tan pequeñas que no pueden medirse con instrumentos contemporáneos. Los astrónomos usan métodos más indirectos más allá de unos pocos miles de años luz.

Los métodos para medir las distancias estelares mayores que unos pocos miles de años luz incluyen:

Movimientos adecuados: Todas las estrellas se mueven a través del cielo, pero sólo para las estrellas cercanas son estos movimientos perceptibles, e incluso entonces se necesitan décadas o siglos para medir. Estadísticamente, las estrellas se mueven a casi el mismo ritmo; por lo tanto, las estrellas que parecen tener movimientos más grandes están más cerca. Al medir los movimientos de un gran número de estrellas de una clase dada, podemos estimar su distancia promedio de su movimiento promedio.

Cúmulos de movimiento: Cúmulos de estrellas, como los cúmulos de estrellas de Pleiades y Hyades, viajan juntos. Analizar el aparente movimiento del grupo puede darnos la distancia.

Líneas interestelares: El espacio entre estrellas no está vacío, sino que contiene una escasa distribución de gas. A veces esto deja líneas de absorción en el espectro que observamos de estrellas que se encuentran más allá del gas interestelar. (Las líneas de absorción son colores que faltan en un espectro continuo debido a su absorción por átomos o iones. El espectro es la gama de colores o longitudes de onda que se obtiene cuando se dispersa la luz.) Cuanto más se encuentre una estrella, más absorción se observará, ya que la luz ha pasado a través de más del medio interestelar.

Ley anticuada: El brillo aparente o la magnitud de una estrella depende tanto de su brillo intrínseco o de su luminosidad (lo brillante que es realmente la estrella en lugar de lo brillante que parece) y su distancia de nosotros. La ley de cuadrados inversas dice que el flujo de un objeto luminoso disminuye como el cuadrado de su distancia. Si conocemos la luminosidad de una estrella (por ejemplo, tenemos un paralajo medido para una estrella del mismo tipo y sabemos que otros del mismo tipo tendrán luminosidades similares), podemos medir su brillo aparente y luego resolver por su distancia. Hay varias variaciones sobre esto, muchas de las cuales se utilizan para medir distancias a estrellas en otras galaxias.

Relación periodo-luminosidad: Algunas estrellas son pulsadores regulares, lo que significa que cambian periódicamente su intensidad. La física de sus pulsaciones es tal que el período de una oscilación está relacionado con la luminosidad de la estrella. Si medimos el periodo de una estrella de este tipo, podemos calcular su luminosidad. A partir de esto, y su magnitud aparente, podemos calcular su distancia. La relación período-luminosidad fue descubierta por Henrietta Swan Leavitt en 1908 cuando estudiaba estrellas Cepheid Variable en las Nubes de Magallanes. Los cefeidos, que llevan el nombre de Delta Cephei, el primero y más luminoso de su clase en ser identificados, hacen excelentes indicadores de distancia, debido a su periodicidad y extraordinario brillo. No sólo se pueden encontrar en los confines de nuestra Galaxia, sino que también se pueden resolver en galaxias fuera de la nuestra. Los cefeidos más luminosos se pueden utilizar para estimar distancias a objetos hasta 12.000.000 de años luz de distancia.

Hay complicaciones en el uso de la relación período-luminosidad. Primero, la relación en sí depende de la composición química de la estrella. En segundo lugar, la absorción de ciertas longitudes de onda de luz por el medio interestelar puede afectar el brillo aparente de la estrella y, por lo tanto, debe ser explicada. Incluso con estas (y otras) complicaciones, las variables cefeidas proporcionan una excelente manera de medir las distancias relativas. Para convertirnos en distancias absolutas, idealmente necesitamos medir la distancia a un Cepheid cercano con otro método, más directo. Hay mucho debate en la actualidad en esta área, en particular con respecto a las medidas de Hipparcos de distancias a los cercanos Cefeidas. (Ver la página de Estrellas más cercanas para obtener más información sobre las mediciones de Hipparcos.)

Curiosamente, el tamaño de nuestra propia Galaxia fue debatido durante mucho tiempo. No fue hasta principios del siglo XX que Harlow Shapley usó observaciones de estrellas variables RR Lyrae para estimar el tamaño de nuestra Galaxia. Las estrellas de RR Lyrae son similares a Cepheid Variables. Tienen períodos relativamente cortos, típicamente de aproximadamente un día o menos, y todas las estrellas de Lyrae RR tienen aproximadamente la misma luminosidad. Normalmente, las estrellas de RR Lyrae son menos luminosas que Cefeidas, pero son mucho más comunes. Cúmulos globulares de estrellas - enjambres de viejas estrellas estrechamente unidas por la gravedad y orbitando en las afueras de las galaxias, contienen muchas estrellas variables, incluyendo RR Lyraes.

Shapley fue capaz de utilizar estos para encontrar la distancia a los cúmulos globulares que rodean nuestra Galaxia. No sólo estaban los racimos globulares grandes distancias, sino que el Sol no se acostó en el centro de su distribución, lo que coloqueó al Sol lejos del centro de la Galaxia. La primera estimación de Shapley del radio de la Vía Láctea estaba apagada por un factor de 2, pero dio un primer paso importante en la comprensión de la naturaleza de nuestra Galaxia.

Varios métodos más modernos se han utilizado para cartografiar nuestra Galaxy con mayor precisión. El gas neutro de hidrógeno en nuestra Galaxia emite luz a una longitud de onda de 21 cm; mientras que esta luz es invisible para nuestros ojos, es observable a los radiotelescopios. Otras moléculas como el monóxido de carbono también emiten ondas de radio. Esto es muy útil para cartografiar la parte de disco de nuestra Galaxia.

Por qué estas distancias son importantes para los astrónomos?

La distancia es una herramienta útil en la escala galáctica. Si puedes medir la velocidad media de las estrellas a medida que se mueven por el Centro Galáctico y su distancia con el Centro Galáctico, puedes hacer una trama llamada "curva de rotación". La curva de rotación, que describe el movimiento de la galaxia se puede utilizar para determinar la cantidad de masa dentro de un radio dado desde el centro. Las curvas de rotación predichas para muchas galaxias (en particular, galaxias en espiral como la Vía Láctea) no coinciden con las observadas, lo que llevó al descubrimiento de la materia oscura como explicación de esta discrepancia. Se cree que estas galaxias consisten en un halo grande y redondo de materia oscura, con la materia visible concentrada en un disco en su centro.

Tiempo de viaje

La nave espacial Voyager viaja lejos del Sol a una velocidad de 17,3 km/s. Si la Voyager viajara al centro de nuestra Galaxia, tomaría más de 450.000.000 de años para viajar el 8 kpc. Si pudiera viajar a la velocidad de la luz, una imposibilidad debido a la Relatividad Especial, todavía tardaría más de 26.000 años en llegar.

A 17,3 km/s, la Voyager tardaría más de 1.700.000.000 de años en atravesar toda la longitud de la Vía Láctea. Incluso viajando a la velocidad de la luz, tomaría casi cien mil años.