La Via Láctea: nuestro barrio en el Universo


Indice
Qué es una galaxia?
Estrellas
Gas
Distribucion de la materia
Galaxias de Núcleo Activo (AGN)
La Vía Láctea


En la oscuridad del cielo nocturno en una luna nueva, una banda blanquecina cortada por manchas oscuras, atravieza la bóveda profunda repleta de estrellas. Los griegos la llamaron Galáxias (γαλαξίας) y creían que era la leche de Hera, que se desparramaba por el cielo y llegaba hasta Heracles hijo del dios Zeus y la princesa Alcmena, nieta de Perseo. Todas las culturas crearon mitos en torno a esa banda iluminada que hoy llamamos Vía Láctea, traducción literal de la palabra griega, y que en España es conocida también con el nombre de Camino de Santiago.
Una foto 360° del sitio del telescopio VLT (ESO) en Paranal, Chile. A la derecha de los 5 edificios, se ve la banda lechosa entremezclada con manchas oscuras de la Vía Láctea. (Wikimedia Commons)


Aristóteles dice que Anaxágoras y Demócrito habían propuesto que la Vía Láctea está compuesta por un gran número de estrellas indistinguibles que se funden para formar la banda lechosa. Probablemente fue Galileo Galilei, el primero a observarla con un telescopio, quien comprobó la teoría de los filósofos griegos. Con el aumento de la potencia de los instrumentos, no sólo se verificó esta idea, sino que se descubrieron nebulosas espirales, que parecían ser lo mismo que la Vía Láctea, y a los que el astrónomo norteamericano Heber Curtis llamó de universos islas. En un debate muy recordado se enfrentaron a principios del siglo XX los astrónomos que pensaban que los universos islas de Curtis eran objetos externos a la Galaxia, con aquellos que los suponían pertenecientes a la misma. Fue Edwin Hubble quien finalmente cerró la discusión al poder calibrar la distancia a algunas de estas nebulosas, encontrando valores de millones de años luz, incompatibles con el tamaño de nuestra galaxia.

Al estar inmersos en medio de la Vía Lactea, como en un bosque, nos resulta difícil comprender su estructura y tamaño. Por eso estudiamos otras como la que aparece en la imagen de abajo.
Galáxia M81, o NGC3031,sólo observada en el Hemisferio Norte en la constelación de la Osa Mayor, una de las primeras en aparecer en catálogos y que puede ser observada sin necesidad de telescopio. Fotografía del Hubble Space Telescope (Copyright: Space Telescope Science Institute y NASA


Dentro de las galáxias, las estrellas se organizan y tienen características comunes, ya que comparten un origen común. Las galaxias están compuestas, además de estrellas, de materia oscura, mayormente gas y polvo. A partir del gas se forman las estrellas y planetas. A lo largo de su vida activa, una estrella devuelve material al medio donde se formó. Este material se encuentra modificado, y así las nuevas estrellas que se formarán tendrán una composición química diferente. Lentamente la galáxia evoluciona. Sabemos, por ejemplo, que elementos más pesados que el hierro debieron formarse en los hornos violentos de las supernovas, estrellas que al final de su ciclo principal, explotan. El oro que fascinó desde siempre al hombre se formó en alguna supernova de la región donde después se crearía el Sistema Solar.

Probablemente las galaxias sean los primeros nuevos objetos estudiados después de creado el telescopio. Algunas pueden ser observadas sin aumento, aunque es muy difícil distinguir la estructura que las caracteriza. Sin embargo conocemos desde tiempos inmemoriales dos galaxias que acompañan las noches del cielo austral, llamadas de Nubes de Magallanes por haber sido el navegante portugués Fernando de Magalhães quien las descubrió para la cultura europea, durante su larga travesía comenzada en 1519. Las había registrado antes el astrónomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi en el año 964 y después Amerigo Vespucci hacia 1503. Las sociedades establecidas en América del Sur antes de la llegada de los españoles, las conocían muy bien. Por ejemplo, los guaraníes llaman Bebedero del tapir y Bebedero del jabalí a la Gran Nube y Pequeña Nube respectivamente. La foto de abajo, tomada por medio de un pequeño telescopio del Observatorio Europeo Austral (ESO), muestra estas dos pequeñas (enanas) galaxias irregulares, las más próximas de la Vía Láctea a 175.000 y 200.000 años luz de distancia. Fue en la Gran Nube que ocurrió en 1987 la última supernova que pudo ser vista sin la ayuda de telescopios.
Fotografía de las Nubes de Magallanes, bautizadas de Pequeña y Grande (Observatorio Europeo Austral (ESO)).


Qué es una galaxia?

De una forma resumida, las galaxias son mayormente un conjunto de estrellas, gas y polvo unidos por la fuerza gravitatoria. Deberíamos incluir también la materia formada por los objetos sólidos y fríos como los planetas, asteroides, planetoides, y cometas. Sin embargo desconocemos cuál es su proporción respecto del total de materia galáctica, ya que sólo conocemos lo que observamos en el Sistema Solar, donde representa menos del 1% de la masa total, estando el resto en el Sol. También deberíamos incluir los demás tipos de materia oscura que sospechamos debe existir, sin embargo sólo podemos especular su existencia, ya que su origen y propiedades son materia de debate. Las galaxias, por otra parte, tienden a agruparse entre sí. La mayoría se formó en los primeros 1.000 millones de años del Universo, que hoy tiene unos 13.700 millones de años. Es decir, las galaxias son objetos muy antiguos y numerosos, como lo demuestra la fotografía de abajo.
Imagen obtenida por el Hubble Space Telescope de un Campo Profundo en el Hemisferio Sur (Hubble Deep Field South, en inglés), donde pueden verse miles de objetos difusos de formas variadas, son las galaxias, muchas de ellas observadas como eran hace 12.000 millones de años. (Autores: R. Williams del STScI y el grupo HDF-S de NASA.


Al observar tantas galaxias que se encuentran a distancias diferentes, aunque tengan aproximadamente la misma edad, estaremos observándolas en momentos diferentes de su evolución. Por ejemplo, galaxias del Grupo Local son observadas como eran hace unos pocos millones de años, mientras que la foto anterior nos muestra un conjunto de galaxias hace 12.000 millones de años. El estudio de las galaxias comienza por una clasificación en base a sus formas, y así surgen tres tipos básicos: (1) elípticas, (2) espirales y (3) irregulares. Las galaxias espirales se subclasifican entre las que tienen barra y las que no tienen barra central. Ejemplos de los tres tipos principales son mostrados en la figura de abajo.

Galaxia elíptica NGC 1132
( STScI y NASA)

Galaxia espiral con barra NGC 1300
( STScI y NASA)

Galaxia irregular 1427A.
( STScI y NASA)


A partir de estos tipos
Edwin Hubble creó una clasificación morfológica de las galaxias conocida como diagrama diapasón y que mostramos abajo. A pesar de que el dibujo parece mostrar una evolución temporal a partir de galaxias elípticas hacia las espirales (el propio Hubble así lo creyó) hoy la evidencia observacional contradice esta presunción. El diagrama sin embargo sigue siendo muy didáctico porque permite recordar todos los tipos facilmente.
Esquema diapasón de la clasificación de galaxias inventado por Edwin Hubble hacia 1929. Las galaxias espirales con barra son llamadas SB, las que no tienen barra simplemente S, las elípticas E. La subclasificación entre las elípticas (0 a 7) corresponde al grado de elipticidad. En el caso de las SB y S, tres subtipos básicos son definidos a,b y c que indican cualitativamente la abertura de los brazos. (Fuente Wikipedia, citado el 02/04/2010).
Galaxias del tipo S0 son conocidas también como lenticulares. Se caracterizan por tener un centro elíptico y un disco de estrellas y polvo. La clasificación anterior, por otro lado no es completa. Tenemos todavía a las galaxias irregulares, muchas veces simbolizadas por Irr. Más importante todavía, las galaxias peculiares. A veces su peculiaridad resulta de la forma, como las llamadas galaxias antena, otras veces por tener una emisión sorprendente en su núcleo (y de allí es que son también llamadas de Galaxias de Núcleo Activo o Active Galactic Nuclei). De este último grupo se destacan los Quasars, cuyo nombre deriva de las palabras quasi stellar object, objeto casi estelar. Los Quasars fueron descubiertos a fines de la década del 50 y están entre los objetos más distantes que podemos observar. El misterio que rodea el origen de la energia que liberan, las polémicas que han levantado sobre su distancia (ver por ejemplo Quasars, Redshifts, and Controversies de H. Arp), los volvieron objetos de culto. Últimamente han encontrado una utilidad inesperada como referencias del sistema de coordenadas de los satélites GPS. Recuerde entonces, cada vez que aterrice sano y salvo, agradéscale a un Quasar.

Estrellas

Los elementos más conspicuos de las galaxias son las estrellas, son también los que marcan los caminos de su evolución. Por eso debemos detenernos un poco en ellas. Vamos a ver en primer lugar la característica de la luz estelar. Las estrellas no emiten igual intensidad para todos los colores. En astrofísica hablamos de longitud de onda en vez de color y la representamos por la letra griega lambda: λ. La longitud de onda es un concepto más amplio que el color, de hecho hay muchas longitudes de onda a las que no podemos atribuirle ningún color, ya que este último es un concepto definido por el ojo humano, que sólo detecta un rango pequeño de longitudes de onda.

La luz visible (al ojo humano) tiene λ muy pequeño, aproximadamente entre 400 nm (ultra violeta) y 800 nm (casi infra rojo), algunas personas verán más, otras menos. En la figura de abajo mostramos un esquema del espectro electromagnético (luz) que abarca desde los rayos X hasta las ondas de radio kilométricas. Como puede verse, la ventana visible es bastante pequeña.
Representación del espectro electromagnético (luz).


Uno diría que lo mejor es observar a las estrellas en ondas de radio ya que allí parece haber más información. Sin embargo las estrellas emiten muy poco de su energía en esta banda, y así es difícil observarlas a distancias lejanas. El espectro global de una estrella es el que corresponde a un Cuerpo Negro, ente teórico que nada tiene de negro ya que puede ser muy luminoso y que para la temperatura de una estrella, tiene su máximo en la región visible del espectro, emitiendo en las bandas de radio una fracción despreciable. La forma más detallada de estudiar una estrella es por medio de un espectro. Sin embargo se puede obtener información muy útil si usamos filtros pasabanda, elementos ópticos diseñados para dejar pasar la luz en un rango determinado del espectro. Con diferentes filtros podemos montar una especie de espectro segmentado. Entre muchos esquemas de filtros, el más famoso es el llamado UBVRI que describimos abajo

SímboloRango λ   Central [nm]
UUltra Violeta396
BAzul433
VVisible547
RRojo640
IInfra-rojo790
En la siguiente figura, se puede ver la respuesta de los filtros, es decir, como recortan la radiación en función de la longitud de onda.
Respuesta de los filtros en el sistema UBVRI (Extraido de Introducción a la Astronomia, Prof. Dra. Ana Inés Gómez de Castro, Instituto de Astronomía y Geodesia de Madrid).




La luminosidad de una estrella, es transformada en un número al que damos el nombre de magnitud. Este número puede ser negativo o positivo, lo más importante es que es menor para luminosidades mayores lo que a priori parece no tener sentido. El motivo de mantenerlo así es histórico, como muchas otras decisiones en astronomía. La definición precisa de magnitud es
m = -2,5 Log(L/Lo)   ,

donde Lo es una luminosidad de referencia. Midiendo la magnitud de una estrella usando filtros resultará en un valor diferente para cada uno de ellos porque el brillo de la estrella depende de la longitud de onda como nos muestra la Ley de Planck. Cuando nos referimos a la magnitud de un color (obtenida usando un filtro) usamos el símbolo del filtro directamente, por ejemplo, U=2,3 y B=2,6 son las magnitudes de una estrella en el Ultravioleta y el Azul respectivamente. Una estrella caliente emite más en el Ultravioleta, su luminosidad es mayor en este rango y así su magnitud será menor que la magnitud en el azul. En otras palabras U-B será negativo. Lo contrario ocurre con una estrella fría. La diferencia de magnitud entre dos colores consecutivos (U-B, B-V, etc) es llamado índice de color y es un parámetro muy usado para clasificar una estrella.

A principios del siglo XX, dos astrónomos confeccionaron uno de los diagramas más importantes para comprender la evolución de las estrellas usando justamente el índice de color. Ejnar Hertzsprung (1873 - 1967) astrónomo danés y Henry Norris Russell (1877 - 1957) de los EEUU, colocaron en un un diagrama el índice de color en el eje de las abscisas y la magnitud absoluta en el de las ordenadas. En otras palabras, realizaron un diagrama de Luminosidad en función de la Temperatura. Un ejemplo de este diagrama puede ser visto en el siguiente link: Diagrama H-R donde fueron utilizadas más de 20.000 estrellas. La curva más larga que corre en diagonal de izquierda a derecha es llamada secuencia principal. Una estrella pasa la mayor parte de su vida dentro de ella, en una ubicación única que no cambia con el tiempo. Durante este período la estrella consumirá todo el hidrógeno disponible en su núcleo. Una vez que se haya acabado, comenzará la combustión del helio, y saldrá de la secuencia principal. Estrellas gigantes, son aquellas cuyo radio es mayor que las de secuencia principal a igual temperatura. Generalmente las estrellas se hinchan al salir de la secuencia principal, lo que las torna más brillantes. Lo contrario ocurre con las enanas blancas, que encogen tanto que, a pesar de ser bastante calientes, su brillo es muy débil. Las enanas blancas también representan un estado final de una estrella, que sufrió un colapso, encogió y, mientras conserva una masa semejante a la del Sol, su radio es parecido al de la Tierra.

La evolución de una estrella puede ser sintetizada de la siguiente forma: la estrella se crea junto con muchas otras a partir del colapso de una nube de gas y polvo galáctico. Mientras el gas colapsa la temperatura interna se incrementa hasta que comienzan reacciones de fusión nuclear. Cuando se encienda el hidrógeno, la estrella entrará en la secuencia principal donde permanecerá la mayor parte de su vida. Al agotarse el hidrógeno central, comenzará la fusión del helio. La evolución a partir de aquí dependerá mucho del tipo de estrella pudiendo aumentar su radio (convirtiéndose en una gigante), colapsar (pasando a ser una enana blanca) o explotar (supernova) dejando como residuo una estrella de protones, o hasta un agujero negro. Lo importante a recordar aquí es que la estrellas más calientes, de color azul, pasan por estos estados de manera muy rápida, porque el proceso de fusión que realizan (llamado ciclo CNO) es más eficiente que el llevado a cabo en estrellas frías (llamado cilco p-p). Una estrella caliente es por eso llamada jóven porque su vida no sobrepasa los 10 millones de años. Las estrellas frías (como el Sol) pueden vivir más de 10 mil millones de años. La estrellas azules (jóvenes, calientes) son las que pueblan en abundancia los cielos, no porque sean muchas, sino porque su brillo es muy intenso. Efectivamente, de la nube de gas original apenas una fracción muy pequeña será destinada a formarlas. Regiones donde hay estrellas azules indican formación estelar reciente; por el contrario, regiones pobladas por estrellas gigante rojas, parecen más a cementerios estelares donde la dinámica está disminuyendo.

Gas

Además de estrellas, las galaxias están constituidas por gas y polvo. En conjunto son llamados de Medio Interestelar o simplemente MI. Siendo el hidrógeno el elemento más abundante del Universo, su emisión es la más intensa. El hidrógeno neutro, simbolizado por HI, produce una línea espectral en la frecuencia de 1420 MHz que es la base de los estudios de la distribución de gas en cualquier galaxia. La línea de 1420 MHz es creada por la transición up a down (o al revés) del spin del electrón del H. Cuando es paralelo al spin del protón, el estado del átomo es ligeramente más energético, mientras que cuando son antiparalelos, es un estado de menor energía. El átomo de HI puede pasar a un nivel excitado por un agente externo, y allí permanecerá por mucho tiempo (medido en millones de años) ya que se trata de un estado metaestable. Cuando decae, emite un fotón en la frecuencia de 1420 MHz. La nubes de HI tienen temperaturas aproximadas de entre 80 y 100 K y densidades alrededor de 100 partículas cm-3. Para tener una referencia, a nivel del mar, la atmósfera terrestre tiene 1020 partículas cm-3. Por medio de la observación de la línea de 1420 MHz del HI, podemos conocer la velocidad radial del gas, o sea, la velocidad de aproximación o recesión, usando el efecto Doppler. Algunas nubes de gas pueden ser más frías y estar compuestas de gas molecular, siendo la molécula de Hidrógeno, H2 la más abundante. Estas moléculas emiten cuando son excitadas a estados rotacionales.

Si hay una fuente de luz ultravioleta intensa, por ejemplo una estrella caliente, el hidrógeno puede perder el único electrón y quedar ionizado (también puede ser ionizado por colisiones con otros electrones). En este caso lo simbolizamos así HII o también H+. Las nubes de HII, son llamadas también de Nebulosas gaseosas. Existen diferentes tipos de Nebulosas Gaseosas: (1) las Regiones HII, (2) los Remanentes de Supernova y (3) las Nebulosas Planetarias. Ejemplos de los tres tipos son mostrados en las imágenes de abajo.

(1) Región HII: Nebulosa de Orión.
( STScI, NASA y ESA)

(2) Remanente de Supernova: Nebulosa del Cangrejo,
( NASA y ESA, créditos: J. Hester y A. Loll)

(3) Nebulosa Planetaria: NGC 2392 esquimal
( STScI y NASA. Créditos para Andrew Fruchter, Sylvia Baggett, Richard Hook y Zoltan Levay)


En las Regiones HII hay una intensa formación de estrellas masivas, que tienen una fuerte emisión en UV, este es el caso de la Nebulosa de Orión. La luz UV ioniza los átomos de H del gas alrededor de la estrella, cuando el eléctron es recapturado (recombinado) emite en frecuencias más bajas, como por ejemplo Hα (653.5 nm). Los remanescentes de supernovas son nebulosas formadas por el gas de la estrella que explotó mezclado con gas del MI. En este caso no hay una fuente ionizadora, sino la energía mecánica liberada por la explosión, que hace que las partículas, mayormente electrones, vayan ionizando el ambiente en su desplazamiento. La Nebulosa del Cangrejo, producida por la explosión de Supernova ocurrida en 1054, es un ejemplo típico. El último ejemplo de nebulosa ionizada está representado por las Nebulosas Planetarias. Se trata del gas expelido por una estrella antes de entrar en la fase de Enana Blanca, mezclado con el gas del MI. Las enanas blancas son estrellas muy calientes, con temperaturas superficiales de alrededor de 10.000 K (pudiendo llegar hasta 150.000 K), por lo que producen muchos fotones UV, que excitan a la nebulosa que la rodea. (El nombre de planetaria no tiene ninguna relación con planetas, a no ser que las primeras descubiertas daban una impresión de planeta gaseoso como Júpiter.)

Distribucion de la materia

Ahora que sabemos los elementos que constituyen una galaxia, queremos saber como se distribuyen. Las galaxias están formadas tipicamente por tres regiones diferentes:
1  Núcleo
2  Disco
3  Halo

El Núcleo es la parte central de toda galaxia. Tiene una forma aproximadamente esférica una extensión de un 10 a 20% del radio de la galaxia. En general es de color rojizo, lo que indica que está poblado por gigantes rojas, estrellas viejas, también llamadas de Población II por el astrónomo alemán Walter Baade. Una gran cantidad de polvo la torna más rojiza aún, al absorber la luz azul y re-emitirla en frecuencias más rojizas. Estas nubes de polvo impiden también que podamos ver con claridad el centro. Para poder acercarnos más, debemos usar ondas que tengan longitudes mayores, por ejemplo, infra rojo, o radio. Técnicas radioastronómicas como Interferometría de Muy Larga Base (VLBI en inglés) y telescopios en órbita como el Spitzer o el Herschel están ayudando a conocer estas regiones oscuras.

Al rededor del núcleo está el disco, que puede tener forma circular o elíptica y su espesor es mucho menor que su radio. Para hacerse una idea: en la Vía Láctea, el disco tiene un ancho de 2.000 parsecs (a partir de la distribución de HI, mientras que el radio supera los 20.000 parsecs. El disco de las galaxias espirales suele tener color azulado, debido mayormente a las estrellas jóvenes que están en constante formación, mezcladas con ellas hay nubes de gas y polvo, de coloración rojiza u oscura. En galaxias espirales, con menor tasa de formación estelar, la coloración suele ser en general rojiza. Estrellas del disco suelen ser llamadas también de Población I.

El halo de una galaxia está conformado por grupos de estrellas (aglomerados) muy antiguos, que se distribuyen en forma esférica en una extensión tan grande como el disco.

A juzgar por las observaciones de estrellas y gas neutro, la mayor parte de la materia se encuentra concentrada en el núcleo de una galaxia. Esta observación se encuentra reñida con las curvas de rotación galácticas. Como ya hemos dicho, gas y estrellas giran en torno de un centro común. Su dinámica está regida por la ley de gravitación, y por ese motivo esperamos que la velocidad aumente desde el centro hasta un cierto punto y después decaiga. El aumento se debe a que el sistema gira como un sólido, con velocidad angular constante y así su velocidad tangencial será proporcional al radio de giro
v = ω x R

donde v es la velocidad tangencial, ω la velocidad angular y R el radio. Una figura esquemática sería así:
Esquema de la relación esperada entre velocidad de rotación y distancia al núcleo si la materia se encuentra concentrada en el centro.
La mayoría de las galaxias, sin embargo, muestran una relación diferente, tal como la esquematizada más abajo. Dos interpretaciones se imponen: o bien la teoría de gravitación no es completa (por ejemplo a escala galáctica tiene otros términos) o bien existe materia que no podemos ver, que no interactua con las ondas electromagnéticas: la materia oscura. Por varios motivos, se acepta que la solución está en la existencia la materia ocura, diferente a la que conocemos, sólo la podemos inferir, y sus características completas nos son desconocidas.
Esquema de la relación esperada entre velocidad de rotación y distancia al núcleo observada en la mayoría de las galaxias, incluyendo la Via Láctea.


Uno de los mayores misterios de las galaxias espirales es el origen de sus brazos. Por la observación, sabemos que las galaxias deben haber completado más de 100 giros desde su formación. Esto debería crear brazos con 100 giros, algo que por simple inspección no es corroborado. El misterio fue resuelto en los años 60 suponiendo que los brazos son ondas de densidad. La idea es que el movimiento elíptico no es uniforme, y la fase (ángulo) de cada elipse depende de la distancia al centro. Un esquema puede verse en la figura de abajo.

Esquema de las ondas de densidad en una galaxia espiral. Las regiones más oscuras (de mayor densidad) es donde se forma un brazo. (Wikipedia Commons)


Muchos astrónomos han concluido que en el núcleo de varias galaxias, incluyendo la nuestra, hay Agujeros Negros. A esta conclusión se llega al observar el movimiento del gas y estrellas del entorno. Ahora bien, precisamos desmitificar a los agujeros negros. No son absorbedores de todo, sólo dentro del llamado Radio de Schwarzschild toda la materia y luz es impedida de escapar. De una forma suscinta, son una singularidad matemática, producto del colapso de la materia por la atracción gravitatoria. Todas las estrellas se encuentran en un equilibrio entre la atracción gravitatoria y la repulsión creada por la presión termodinámica. Cuando esta última cede, quedan pocos mecanismos para detener el colapso, algunos de ellos puramente cuánticos como el Principio de Exclusión de Pauli. Pero si estas últimas barreras no son suficientes, el agujero negro se formará. Muchas veces ocurren después de una explosión de supernova. En ese caso tendrá una masa no mucho mayor que la del Sol. En cambio los agujeros negros supermasivos del nucleo de las galaxias se habrían formado junto con el núcleo y tendrían una masa de millones de soles.

Galaxias de Núcleo Activo (AGN)

Algunas galaxias poseen una emisión muy fuerte, mucho mayor que la del resto, principalmente en frecuencias no ópticas como el UV o el IR. Hoy en día creemos que tienen un agujero negro supermasivo que genera un disco de acreción, que es el responsable por la radiación observada. Estas galaxias reciben el nombre general de Galaxias de Nucleo Activo abreviado por su sigla en inglés AGN (Active Galactic Nuclei). Miembros de esta clase son las Radio galaxias, las galaxias tipo Seyfert y BL-Lac y los más famosos Quasars, así llamados por ser quasi stellar objects (objetos casi estelares). El núcleo de los AGN posee también un elevado campo magnético. La interacción de la materia cayendo hacia el agujero negro y el campo magnético produce chorros de partículas perpendiculares al disco de acreción (que es paralelo al Disco galáctico). Ejemplos de AGN, en el cuadro de abajo.


Núcleo de NGC4261, con su disco de acreción alrededor de un Agujero Negro
( STScI, NASA, Créditos para Leo Ferrarese)

Chorro de partículas arrojado por el núcleo de la Radio Galaxia M87
( STScI)

Anillo IR alrededor del Quasar PG 1115+080. ( STScI, Crédito para Christopher D. Impey, University of Arizona)


Para algunos Quasars, la masa del agujero negro central se estima del orden de 109 M (masas solares), o sea, no muy diferente de la masa de toda la Vía Láctea, que tiene un modesto agujero negro de poco más de 106 M. De hecho la Vía Láctea está lejos de tener características de AGN. Una visión esquemática de este tipo peculiar de galaxias puede verse en la figura de abajo. Hoy en día existe la idea de que los AGN son objetos de iguales características, lo único que cambia es la orientación relativa que tienen respecto de nosotros. Por ejemplo, si el jet está apuntando a la Tierra, o si vemos el disco de acreción de costado.

Esquema de la región central de un AGN. En su centro el agujero negro supermasivo. Alrededor del mismo, el disco de acreción. Perpendicular al plano de acreción (que es también el plano del disco galáctico) se ven los jets (chorros de partículas).


La Vía Láctea
La galaxia en la que se encuentra el sistema solar, llamada Vía Láctea, puede ser clasificada como una espiral con barra (Sb). Su diámetro es de unos 30 kpc (kilo parsecs), mientras que el espesor de su disco debe ser menor que 1 kpc. El núcleo de la Galaxia es un elipsoide de unos 3,4 x 1,8 kpc. Por último el halo de la Vía Láctea posee unos 200 cúmulos globulares distribuidos esféricamente por fuera del núcleo hasta unos 50 kpc. Las estrellas de la Vía Láctea son divididas en dos grupos, llamados de población I y población II. En el primer caso se trata de estrellas jóvenes formadas en el disco y en el núcleo galácticos. Estrellas de población II se encuentran principalmente en los cúmulos globulares del halo aunque también en las entrañas del núcleo y son los objetos más antiguos de la Galaxia, tan antiguos como la propia Vía Láctea y el Universo en si mismo. Se interpreta que la formación estelar no ha cesado en el disco ni en el núcleo, por ese motivo encontramos estrellas jóvenes. El sistema solar se encuentra sobre el disco a una distancia de 8 kpc del centro galáctico en el llamado brazo de Orión. Demora más de 200 millones de años en dar una vuelta entera en torno del centro galáctico.


Concepción artística de la Vía Láctea con su estructura espiral, sus brazos principales y la barra central. (Fuente: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt, 28/08/2011)


El Centro Galáctico (CG) se encuentra en la constelación de Sagitario. Es difícil observarlo con telescopios ópticos por culpa del polvo y gas que hay en su dirección y que absorben la mayor parte de la luz visible. Pero puede ser examinado por medio de ondas de radio o en el infra rojo. Por medio de estas longitudes de onda hemos podido aprender que hay una fuente emisora bastante intensa que ha sido bautizada de Sgr A*. A medida que las observaciones se fueron refinando se pudo comprobar que la misma es muy compacta y que la emisión proviene de una región de 15 UA (Unidades Astronómicas) de tamaño, semejante a la órbita del planeta Saturno. Se pudo determinar también que en la región del CG debe haber una masa equivalente a 2,5 millones de soles. La conclusión es que Sgr A* es un agujero negro, y el disco de acreción es el origen de la intensa radiación observada. Aunque no se le conoce un chorro, en el año 2001, el satélite de observaciones en rayos X Chandra, detectó una explosión (ouburst en inglés) con una duración de unas tres horas, al cabo de lo cual, la radiación volvió a los niveles habituales.

La Vía Láctea forma un sistema binario con la galaxia de Andrómeda, las masas de ambas son semejantes, y tiene dos pequeñas galaxias irregulares orbitando en torno de sí, llamadas de Nubes de Magallanes Mayor y Menor.

Una Bibliografia Básica

A continuación damos una lista de libros y artículos que fueron consultados para escribir este capítulo.

Arp, H.,Quasars, Redshifts and Controversies, Interstellar media, Berkeley (EEUU), ISBN: 0941325008, (1987) Elmegreen, D. M.,Galaxies & Galatic Structure, Prentice Hall, New Jersey (EEUU), ISBN: 0137792328 (1998)
Osterbrock, D. E.,Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active gacatic Nuclei, University Science Books, California (EUA), ISBN: 0935702229, (1989)



Guillermo Giménez de Castro, protegido bajo Licencia Creative Commons. Última revisión: 28/08/2011


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