XI. ¡Y LA GALAXIA SE HIZO!

INTRODUCCIÓN

UNA vez establecida la existencia de otras galaxias, gran parte del trabajo observacional se encaminó al estudio detallado de esos objetos, para determinar sus dimensiones y distancias, así como su composición y estructura. En forma paralela se hizo un gran esfuerzo para tratar de establecer la morfología de nuestra galaxia. En los años treinta este problema parecía algo muy difícil de resolver, sin embargo al finalizar los cuarenta la situación había cambiado en forma drástica. Esto se debió en buena medida a los estudios que habían realizado Walter Baade (1893-1960) y Nicholas Mayall (1906-1993) sobre la estructura espiral de la galaxia de Andrómeda. Encontraron que los brazos espirales de esa galaxia estaban claramente delineados por la distribución que en ella tenían las nebulosas gaseosas en emisión y las estrellas azules del tipo O y B. Así, a partir de los años cincuenta hubo un esfuerzo muy importante para estudiar la ubicación de esos objetos en nuestra propia galaxia.

Como se verá en el presente capítulo, a partir de esas fechas los astrónomos han podido trazar mapas cada vez más detallados de la estructura de la Galaxia, ayudados por telescopios ópticos que han ido aumentando en tamaño, así como por la radioastronomía, disciplina que surgió precisamente en la década de los cincuenta y que ya ha contribuido en forma muy importante a enriquecer nuestro conocimiento sobre el Universo.

TRAZANDO LA ESTRUCTURA DE NUESTRA GALAXIA

Robert Julius Trumpler (1886-1956) atacó este problema con una investigación que tuvo como fin principal recolectar toda la información disponible sobre los cúmulos galácticos. Estos son agregados estelares con forma irregular, constituidos por algunas decenas o cientos de estrellas muy luminosas de claro color azul, que frecuentemente se encuentran inmersos en regiones ocupadas por grandes cantidades de gas y polvo (figura 63). Con su estudio, Trumpler buscaba determinar los diámetros aparentes de esos cúmulos, así como el brillo, el color y la composición de las estrellas que los formaban. Su idea principal era establecer las dimensiones reales de los cúmulos galácticos, para de ahí determinar sus distancias, lo que permitiría construir un mapa detallado de su localización dentro de nuestra galaxia.

Figura 63. Cúmulo galáctico NGC 6530 y la región HII asociada a él, conocida como la nebulosa de La Laguna. Se encuentra a 3 900 años luz. Nótese en particular las estructuras oscuras con forma de parches. Son regiones de polvo cósmico.

De ese estudio emergió una bien definida distribución espacial de los cúmulos galácticos, en donde se vio que se hallaban distribuidos a lo largo del plano ocupado por la Vía Láctea o muy cerca de él. Además, se determinó que las estrellas más brillantes que los formaban son lo que ahora se conoce como gigantes azules de alta temperatura (figura 64).

Estos objetos reciben ese nombre por tener dicho color, así como dimensiones y temperaturas considerablemente mayores que las del Sol. De las características físicas de estos astros, así como de las teorías actuales sobre la formación y evolución estelar, se ha determinado que este tipo de estrellas, también conocidas como estrellas O y B, son objetos muy jóvenes, ya que sus edades están comprendidas entre unos cuantos miles y algunos millones de años ¹ (figura 65).

Figura 64. El cúmulo galáctico M 7, localizado a 800 años luz en dirección de la constelación de Scorpio. Contiene 80 estrellas más brillantes que la magnitud 10. Su edad se estima en 260 000 000 de años.

Figura 65. M 45, el conocido cúmulo galáctico de las pléyades situado en la constelación de Tauro a unos 400 años luz. Fácilmente observable a simple vista en las noches de otoño e invierno.

Los datos sobre la distribución espacial de los cúmulos galácticos vino a complementar la información que ya se tenía sobre la estructura de nuestro sistema estelar, mostrando que el plano que los contiene, además de coincidir con la Vía Láctea, se localiza en el ecuador determinado por la distribución esférica de los cúmulos globulares estudiados por Shapley, y que ambas distribuciones tienen el mismo centro.

Durante los años treinta, astrónomos como Bertil Lindblad (1895-1965) y Jan Hendrik Oort (1900-1992), analizaron los datos observacionales entonces disponibles y concluyeron que la Vía Láctea era un sistema aplanado. El importante problema de saber si la Galaxia era morfológicamente similar a las galaxias espirales que se observaban, o si por el contrario tenía su propia estructura, fue resuelto por Oort en 1927 cuando aportó datos observacionales convincentes sobre el comportamiento dinámico de las estrellas contenidas en ese sistema. Pensó que si el Sol y las estrellas de su vecindad estaban lejos del centro galáctico, como había señalado Shapley, entonces debería ser evidente su rotación en torno a ese punto, pues todas ellas debían mostrar el mismo comportamiento que tienen los planetas que giran alrededor del Sol, donde los más cercanos a él sienten un jalón gravitacional más intenso que los hace orbitar con mayor rapidez. Lo mismo debería ocurrir con las estrellas que giran próximas al núcleo galáctico, tendrían que hacerlo más rápidamente que las que están a distancias mayores. A este fenómeno se le conoce como rotación diferencial.

Para demostrar este hecho Oort aplicó el efecto Doppler para determinar las velocidades radiales de las estrellas de la Vía Láctea. Tomó espectros de muchas de ellas y analizó el comportamiento de sus líneas espectrales. Así pudo determinar cómo giraban en torno al centro galáctico, probando que efectivamente la Galaxia rotaba en forma diferencial. Esta investigación fue de enorme trascendencia pues demostró que nuestra galaxia es en realidad del tipo espiral, ya que dinámicamente resultó ser muy similar a otras espirales cuyos brazos curvos indican que están sujetas al mismo mecanismo de rotación diferencial.

Estos trabajos fueron la base de un amplio grupo de estudios tendientes a establecer la cinemática y la dinámica de nuestro sistema estelar, investigaciones que han permitido entender como se mueven los diferentes cuerpos que hay en él y a qué tipo de fuerzas se encuentran sujetos.

Como consecuencia de una línea de investigación diferente que intentaba entender mejor las características de las galaxias espirales, Hubble encontró que a lo largo de los brazos de las más cercanas (en las cuales se ve con más detalle su estructura) es donde se localizan las nebulosas gaseosas y los cúmulos galácticos, resultado que Baade y Mayall confirmaron plenamente para el caso de la galaxia espiral M 31. Por otra parte, según los detallados estudios de esa misma galaxia localizada en la constelación de Andrómeda que Baade había realizado en 1942, su brillante núcleo (figura 66) estaba formado por un sinnúmero de estrellas individuales de color rojo, que por sus características han sido llamadas gigantes rojas.

Figura 66. Región nuclear de la galaxia de Andrómeda. Compárese con la fotografía de la figura 42.

Toda esa información sirvió para que Baade concluyera que el núcleo de la galaxia de Andrómeda, al igual que sus regiones entre los brazos se hallan poblados por estrellas que no son iguales a las que hay en los brazos, de esa misma galaxia. Así surgió el concepto de poblaciones estelares distintas y diferenciadas por su localización dentro de las galaxias. Al grupo de las estrellas azules ubicadas a lo largo de los brazos espirales, Baade las llamó de Población I, mientras que a las estrellas rojas, como las situadas en el núcleo galáctico, las consideró la Población II.

Esta clasificación de las estrellas de una galaxia en poblaciones bien diferenciadas espacialmente, aunque simple en principio, ha sido de gran utilidad, sobre todo después de que se han establecido las características generales del proceso de evolución estelar. Y es que se ha encontrado que las estrellas de Población I son estrellas de reciente formación, asociadas todavía con el gas y el polvo cósmico que les dieron origen, como es el caso de las gigantes azules ya mencionadas. Las de Población II son estrellas que se encuentran en etapas avanzadas de su evolución, razón por la que son consideradas como estrellas viejas.

Con esta diferenciación estelar como sustento, muchos astrónomos han realizado diversos estudios tanto teóricos como observacionales con el propósito de establecer en forma definitiva qué poblaciones estelares hay en nuestro sistema estelar, para así determinar el tipo de galaxia que habitamos. Por otra parte, estudiando con detalle las galaxias cercanas se ha podido establecer que las hay de diversas formas y tamaños. A pesar de su diversidad, al clasificarlas por su morfología resulta que todas pueden agruparse en cuatro categorías: irregulares (Irr), espirales normales (S), espirales con barra (SB) y elípticas (E), clasificación que también se debe a Hubble.

Las galaxias irregulares tienen estructura amorfa y carecen de núcleo bien definido. Sus masas y dimensiones son menores a las de nuestra galaxia. Se ha comprobado que en ellas ocurre el proceso de formación estelar, ya que son ricas en polvo y gas. Los ejemplos más conocidos de este tipo de objetos son la Nube Mayor y la Nube Menor de Magallanes (figura 67). Las galaxias espirales normales muestran una clara estructura de disco, sobre la cual se ven bien marcados los brazos espirales que se conectan a un núcleo pequeño pero apreciable. Los brazos se presentan en pares, aunque las fotografías muestran que algunos de ellos se ramifican y dan la impresión de que pudieran ser impares. Un ejemplo típico de esta clase es la galaxia de Andrómeda (véase la figura 42) y M 101 (figura 68). Las espirales con barra son galaxias que además del disco presentan una estructura en forma de barra, la cual se prolonga del núcleo, y es de ahí de donde arrancan los brazos espirales (figura 69). En estos dos tipos de galaxias también se lleva a cabo el proceso de formación de estrellas en forma activa. Por último, las galaxias elípticas no muestran brazos, no tienen disco y su forma es claramente la de un elipsoide (figura 70), además, en ellas los procesos de formación de estrellas ya no son importantes.

Figura 67. La nube Menor de Magallanes, galaxia irregular, satélite de la nuestra.

Figura 68. Galaxia espiral M 101. Su situación frontal a nuestra línea de visión permite observar el trazo de sus bien definidos brazos.

Figura 69. Galaxia espiral de barra NGC 1300. Se ve con claridad el núcleo brillante compacto, la barra y cómo los brazos arrancan de los extremos de ésta.

Figura 70. M 110, galaxia elíptica satélite de la de Andrómeda, la cual aparece en el extremo inferior derecho.

Comparando cuidadosamente las propiedades físicas y morfológicas que presentan las poblaciones estelares de diferentes tipos de galaxias, con datos similares obtenidos del estudio de la distribución que tienen las estrellas, las nebulosas y los cúmulos que hay en la nuestra, se han confirmado los resultados de Oort, con la certeza de que la Galaxia es del tipo espiral, aunque no ha sido posible establecer en forma definitiva si es normal o de barra.

Siguiendo una sugerencia de Baade, William Wilson Morgan (1906-1994) del observatorio de Yerkes y sus alumnos Donald Osterbrock (1924-     ) y Stewart Sharpless (1926-     ), se dedicaron a estudiar la distribución galáctica que tenían las estrellas del tipo O y B. De estos y otros estudios surgió el concepto de asociación estelar, introducido por el astrónomo armenio Viktor Ambartsumian (1908-     ), quien señaló que los grupos de estrellas O y B deberían tener un origen común, Sólo que su densidad no era suficientemente grande para que las fuerzas de gravedad originadas por las masas de esas estrellas las mantuvieran juntas, por lo que eran dispersadas por los efectos de la rotación diferencial de la Galaxia. Ambartsumian consideró que una prueba de la juventud de dichas asociaciones era que no habían tenido tiempo de disgregarse. Calculó que la vida media de un sistema estelar de ese tipo es de alrededor de 30 000 000 de años, edad realmente pequeña a escala cósmica. Pronto se contó con información sobre las asociaciones O y B, ya que Baade publicó un catálogo de este tipo de objetos. Por su parte, Sharpless también dio a conocer un catálogo de regiones HII, muchas asociadas con estrellas O y B.

Gracias a sus observaciones, en 1951 Morgan, Osterbrock y Sharpless presentaron la primera visión de conjunto de la Galaxia (figura 71). Estos astrónomos encontraron evidencia clara de la existencia de tres brazos espirales y trazaron secciones paralelas de ellos. El primero, que es donde se encuentra inmerso el Sol, es el llamado brazo de Orión. Recibe ese nombre porque en él también está contenida la nebulosa gaseosa de Orión (véase la figura 49). Este brazo se localiza entre los 26 000 y los 32 600 años luz del centro galáctico. Exterior a él se encuentra el brazo de Perseo, ubicado entre los 39 100 y los 48 900 años luz del centro de la Galaxia. También encontraron una sección de un brazo interior, el de Sagitario, localizado entre nosotros y el centro galáctico, a una distancia de éste que va de los 22 800 a los 24 450 años luz.

La presencia de material oscuro en el plano de la Galaxia es evidente cuando se observa a simple vista ciertas regiones de la Vía Láctea. Sin embargo, poco o nada se supo durante milenios sobre esas zonas aparentemente carentes de estrellas. Los primeros intentos serios por estudiar ese fenómeno no se dieron sino hasta este siglo, cuando la fotografía hizo posible registrar grandes áreas del cielo. En 1919 Edward Emerson Barnard (1857-1923) dio a conocer el resultado de sus investigaciones en ese campo en un artículo al que tituló On the Dark Marking of the Sky ("Sobre las marcas oscuras en el cielo"), donde informó la existencia de 182 de esas zonas.

Figura 71. Diagrama de la estructura espiral de la Galaxia mostrada por las observaciones de Morgan, Osterbrock y Sharpless. Los puntos abiertos corresponden a las regiones HII y los cerrados a las estrellas O y B.

Años después, Trumpler admitió que la luz que llegaba de las estrellas localizadas en la Vía Láctea era más débil de lo que se esperaría si sólo se consideraba la distancia a la que se encontraban. Como ya se ha mencionado, estudió los cúmulos galácticos para tratar de determinar sus tamaños. Ya que supuso que sus diámetros deberían ser similares, al darse cuenta de que sistemáticamente los más lejanos resultaban menos brillantes (lo que significaba que serían los menores) sugirió la existencia de material absorbente que sería el responsable de la caída del brillo de los cúmulos más distantes, y pensó que estaría formado por partículas muy pequeñas de polvo distribuidas de forma irregular entre las estrellas.

Trabajos posteriores han confirmado la existencia de enormes agregados de polvo cósmico contenidos casi por completo en el plano de la Vía Láctea (figura 72). Fuera de él no se detecta este material, por lo cual el oscurecimiento es mucho menor y pueden verse sin gran dificultad objetos muy distantes. Ése es el caso de los cúmulos globulares y de las galaxias. Cuando se trata de ver en dirección del plano galáctico el polvo es un verdadero obstáculo, ya que extingue la luz de los objetos lejanos, limitando mucho nuestra visión. Esto es particularmente obvio cuando se observa en dirección del centro de la Galaxia. Las características que muestra el polvo cósmico sugieren que está compuesto de pequeñas partículas sólidas como los silicatos, el grafito y el hielo.

Figura 72. Maia, una de las estrellas brillantes de las Pléyades. Alrededor de ella puede apreciarse una nebulosidad. Esta nebulosa de reflexión es causada por una densa nube de polvo localizada en la vecindad de esa estrella.

El trazado de la estructura interna de la Galaxia también se vio dificultado por la presencia de enormes cantidades de gas, que sólo puede ser detectado visualmente en la cercanía de estrellas muy calientes que le proporcionan energía y lo hacen brillar, pero que lejos de ellas es completamente opaco para las longitudes de onda comprendidas en la región visible del espectro electromagnético. Este impedimento fue razonablemente superado cuando el astrónomo holandés Hendrik Christoffell van de Hulst (1918-     ) demostró teóricamente la posibilidad de observar la emisión de ondas de radio provenientes del hidrógeno neutro, que es el principal componente de ese gas interestelar. Puesto que este elemento es el más abundante del Universo y de la Galaxia, el descubrimiento de Van de Hulst abrió enormes posibilidades y motivó la construcción y desarrollo de radiotelescopios, instrumentos capaces de detectar, medir y analizar esa radiación que nuestros ojos no pueden ver.

Como las ondas de radio generadas por el hidrógeno neutro no son absorbidas por las grandes nubes de polvo, los radiotelescopios permiten observar a grandes distancias dentro del plano galáctico, incluso en dirección del antes invisible centro de la Galaxia, lo que permite trazar la localización y extensión de sus brazos espirales. El trabajo combinado de muchos radioastrónomos y astrónomos que observan la región visible del espectro ha permitido finalmente establecer de manera segura que nuestra galaxia es verdaderamente de tipo espiral, con morfología similar a la que presenta Andrómeda, aunque de menores dimensiones. También gracias en gran parte a la radioastronomía se ha podido establecer claramente la posición del Sol en la parte interna del brazo de Orión, confirmando así las investigaciones de Morgan, Osterbrock y Sharpless. Además, ha sido posible profundizarlas, pues al ver más lejos se han trazado detalles que no pueden obtenerse ópticamente, lo que ha arrojado un mapa de la estructura espiral de nuestra galaxia muy completo (figura 73). Igualmente, ha sido posible determinar que nuestra galaxia está rotando de tal manera que sus brazos espirales se enrollan alrededor de su núcleo.

Figura 73. La estructura espiral de nuestra galaxia de acuerdo a las observaciones combinadas en el óptico y radiofrecuencias.

El efecto Doppler también se presenta en radiofrecuencias, gracias a lo cual ha sido posible determinar las velocidades radiales de las nubes de gas dentro de la Galaxia. Bajo la suposición de que éstas se mueven describiendo órbitas circulares en torno al centro galáctico, es posible determinar la distancia de cada una de ellas. Siguiendo esta línea de investigación se ha encontrado que esas nubes se distribuyen en nuestra galaxia en un claro patrón espiral.

MASA, FORMA Y DIMENSIONES DE LA GALAXIA

De acuerdo con los conocimientos actuales se considera que la Galaxia está formada por gas, polvo, radiación y por un enorme número de estrellas que pueden encontrarse solas o formando sistemas que contienen desde dos miembros hasta millones. Las observaciones más recientes muestran que este gigantesco sistema se encuentra estructurado al menos por cuatro componentes bien definidas; el centro o núcleo galáctico, el bulbo o protuberancia central, el disco y el halo (figura 74), todos ellos interrelacionados de manera compleja y girando a diferentes velocidades. Por esto, nuestra galaxia no puede ser considerada como un simple cuerpo estático flotando en las inmensidades del cosmos, sino que tiene que ser entendida como un sistema dinámico que se encuentra sujeto a un proceso de evolución constante.

A pesar de lo mucho que se ha avanzado desde que se originó la radioastronomía, es bien poco lo que se sabe con certeza sobre la composición y estructura del núcleo galáctico. Gracias a que en la actualidad disponemos de detectores que permiten registrar la radiación electromagnética que en forma de ondas de radio e infrarrojas están llegando de ese lugar, se ha podido establecer que tiene una complicada estructura. Desde hace unas décadas se estimó que en la región central de la Galaxia debía localizarse una fuente intensa de ondas de radio, lo que hizo pensar que ahí podía haber un objeto muy compacto cuyas dimensiones serían comparables con las de todo el Sistema Solar, pero muchas veces más masivo que éste.

Las más recientes observaciones en el infrarrojo han permitido establecer que el núcleo galáctico, localizado a 28 000 años luz de nosotros, y con un diámetro del orden de 40 años luz, es una estructura extremadamente brillante y compacta donde está contenida una masa que se ha estimado alcanza valores del orden de 4 000 000 de masas solares, razón por la que algunos investigadores han supuesto la existencia de un hoyo negro en el centro de nuestra Galaxia.

A los científicos se les ocurrió el nombre de hoyo negro cuando analizaron teóricamente lo que sucedía a la luz cuando se encontraba cerca de una gran concentración de materia. Comprobaron que la fuerza de atracción gravitacional producida por ésta es de tal magnitud que puede atrapar incluso a la luz o a cualquier otra radiación electromagnética, como si se tratara de objetos materiales. En esas condiciones la luz no puede salir de la región afectada por la acción de esa fuerza tan poderosa, y es por eso que al mirar en dirección de esa concentración de materia no será posible observar nada.

Figura 74. Representación esquemática de la Galaxia. En la parte superior, tal y como se vería de canto. En la inferior se muestra frontalmente. Las dimensiones no están a escala.

Las observaciones han permitido establecer que parte de la masa contenida en el núcleo galáctico se encuentra en forma de gas, constituyendo una gran nube de material frío cuyas dimensiones son de unos 7 por 13 años luz. Esta estructura, que parece ser un disco material, rodea el centro de la Galaxia y recibe su energía directamente de él. El estudio de las velocidades a que se mueve el material nuclear ha permitido establecer que en caso de existir ahí un hoyo negro, éste debe tener una masa de alrededor de 2 000 000 de masas solares.

Aunque la hipótesis de la existencia de un hoyo negro localizado en el centro de la Galaxia tiene un soporte teórico adecuado, hasta la fecha no se ha probado realmente su existencia, por lo cual también se ha pensado que en esa región puede haber un cúmulo muy denso formado por estrellas de gran masa. La densidad de ese cúmulo sería tal que las estrellas se encontrarían alejadas entre sí por distancias de tan sólo cinco días luz, lo que evidentemente resulta ser una separación realmente pequeña si consideramos las dimensiones de la Galaxia. Por el momento no se tienen elementos suficientes que permitan afirmar con certeza qué es lo que hay en el núcleo galáctico, pero según los datos más recientes se cree que es posible que ahí coexistan un cúmulo de estrellas masivas y un hoyo negro. Las investigaciones sobre este tema continúan y seguramente darán información que permitirá esclarecer nuestras dudas al respecto. Lo que sí se puede afirmar es que las energías y la cantidad de materia contenida en la región central de nuestra Galaxia son verdaderamente enormes, si se comparan con sus equivalentes de la vecindad solar.

Recientemente se ha encontrado que el núcleo de la Galaxia está rodeado por otro anillo, formado por nubes moleculares muy densas cuya masa total se estima en 1 000 000 de masas solares. Este anillo tiene un radio del orden de 1 000 años luz. Las determinaciones de velocidad de las nubes que lo componen muestran que está expandiéndose, por lo que se ha pensado que pudo ser ocasionado por una gigantesca explosión ocurrida en el centro de la Galaxia 1 000 000 de años atrás.

El bulbo galáctico es una protuberancia razonablemente esférica que envuelve al núcleo de la Galaxia y que por tener un diámetro de unos 7 000 años luz sobresale del plano de la Vía Láctea. Las observaciones han establecido que está formado principalmente por estrellas masivas muy viejas del tipo de las gigantes rojas, aunque también coexisten otros objetos cósmicos muy evolucionados, como diversos tipos de estrellas variables, estrellas binarias con fuerte emisión en rayos X, así como estrellas de baja masa. Toda esa variedad de objetos se encuentran en las últimas etapas de su existencia como estrellas. Es por ello que hay un consenso casi generalizado entre los astrónomos, quienes aceptan que este componente de la Galaxia fue el primero que se formó, aproximadamente hace unos 15 000 millones de años. Otra importante característica del bulbo galáctico es que ahí ha cesado completamente el proceso de formación estelar desde mucho tiempo atrás, razón por la que no hay estrellas jóvenes en él.

El disco galáctico está comprendido en el plano ecuatorial de nuestra galaxia. Su grosor medio de unos 3 000 años luz es pequeño si se le compara con las dimensiones de su diámetro, que se ha estimado en 100 000. Los objetos contenidos en esta componente estructural de la Galaxia tienen alta velocidad de rotación en torno al núcleo galáctico. Las estrellas que se localizan en este disco son de reciente formación, y sus edades fluctúan entre unas centenas de miles y algunos millones de años. Son objetos muy energéticos de tamaños varias veces mayores que nuestro Sol. Ése es el caso de las gigantes azules. También se localizan, en esta región galáctica un alto número de estrellas con edades intermedias, como el Sol. Además, el disco galáctico contiene grandes cantidades de polvo y gas distribuidos en forma no homogénea, formando nubes irregulares. Este último, al interaccionar con la radiación proveniente de las gigantes azules, origina nebulosas que emiten gran parte de su radiación como luz primordialmente roja, razón por la que al observarlas a través de los telescopios se les ve muy brillantes (véanse, por ejemplo, las figuras 49, 56 y 63). Estas nebulosas son conocidas como Regiones HII, pues están formadas principalmente por hidrógeno.

Figura 75. Nube oscura conocida como la nebulosa de la Cabeza de Caballo.

Este disco también contiene enormes nubes oscuras y frías formadas por moléculas (figura 75). La más abundante de todas ellas vuelve a ser la de hidrógeno (H₂), aunque también contienen otras de mayor complejidad, tanto orgánicas como inorgánicas. De este último tipo se encuentra la de amoniaco (NH₃), la de hidroxilo (OH), la de monóxido de silicio (SiO), la de monosulfuro de silicio (SiS), la de dióxido de azufre (SO₂), la de ácido sulfhídrico (H₂S) y la de agua (H₂O). Entre las orgánicas se han identificado moléculas como las de monóxido de carbono (CO), ácido cianhídrico (HCN), ácido fórmico (HCOOH), acetaldehído (CH₃CHO), formaldehído (H₂CO), metanol (CH₃OH) y etanol (CH₃CH₂OH), entre otras. A la fecha se han descubierto cerca de 100 moléculas en el medio interestelar. Las temperaturas de esas nubes moleculares son muy bajas, pues se encuentran entre 10 y 20 grados Kelvin, condiciones que propician la formación y existencia de moléculas como las mencionadas.

Los diversos tipos de estrellas que forman el disco galáctico giran de manera independiente entre sí, describiendo órbitas prácticamente circulares respecto al centro de la Galaxia. El Sol, que como ya se ha dicho se encuentra a 28 000 años luz de éste, gira alrededor de ese punto a una velocidad de 220 km/s, dando una vuelta completa cada 240 000 000 de años, por lo que desde su formación ha efectuado unas 20 revoluciones en torno al centro galáctico. Nuestra estrella no se encuentra situada exactamente en la parte media del plano de la Galaxia, pues tiene un movimiento vertical respecto de él que lo hace oscilar de arriba a abajo y lo lleva a alcanzar elevaciones y depresiones respecto a dicho plano de 300 años luz. Por eso tarda 70 000 000 de años en completar un ciclo de vaivén con ese movimiento vertical.

Las grandes nubes de gas y polvo concentradas en la Vía Láctea también realizan un movimiento casi circular respecto al punto central de nuestra galaxia, así que si se estudian sus desplazamientos pueden determinarse sus distancias, lo que permite saber cómo están localizadas en el plano. Así resulta que esas gigantescas nubes tienen un patrón de distribución espiral que también delinea los brazos de la Galaxia.

Debe aclararse que los brazos de nuestra Galaxia y de las demás galaxias no son estructuras sólidas, sino que se forman por grandes cantidades de gas, polvo y por miles de millones de estrellas, muchas de las cuales son muy calientes y luminosas. Esta composición ocasiona que, aunque la densidad estelar a través de todo el disco galáctico sea prácticamente la misma, los brazos resalten por ser más brillantes que el resto del material contenido en él, lo que los hace tan prominentes.

Por la importancia que tienen en el contexto general del proceso de formación y evolución estelar, debe recalcarse que es en los brazos del disco galáctico donde se realiza ese complejo proceso, ya que ahí es donde se encuentran las inmensas nubes moleculares que tienen los ingredientes necesarios para que se formen nuevas estrellas.

El estudio de las propiedades dinámicas de estas gigantescas nubes oscuras permite determinar la masa contenida en nuestra galaxia, de lo que resulta que ésta es igual a 100 000 000 000 de masas solares. Evidentemente, este valor es sólo un límite inferior, ya que para determinarlo no se ha tomado en cuenta la masa que hay fuera del plano de la Galaxia.

El halo galáctico ocupa un enorme volumen que tiene una simetría casi esférica, envolviendo completamente a las otras componentes de la Galaxia. Su diámetro se estima en 300 000 años luz. Se ha determinado que en él hay alrededor de 150 cúmulos globulares, que son los objetos prominentes del halo. Además, distribuidas en todo ese espacio hay más de un billón de estrellas también muy viejas, pero que no forman conglomerados, por lo que son mucho menos conspicuas que los cúmulos globulares. El halo no participa de la rotación del disco, ya que muchas de sus estrellas se mueven incluso en direcciones encontradas. El resultado neto es que éste gira de forma lenta.

Distintos estudios han permitido establecer que no todos los cúmulos globulares tienen la misma edad, sin embargo, cualquiera de ellos es más viejo que los otros miembros de la Galaxia, por lo cual estos gigantescos conglomerados estelares han sido utilizados para fijar la edad mínima de nuestra galaxia. Diversos métodos han establecido que las estrellas del halo se originaron hace unos 15 000 000 000 de años. Como éste y el bulbo son los componentes más viejos de nuestra Galaxia y su edad es similar, se estima que ésta tiene al menos 15 000 000 000 de años, aunque en la actualidad este valor está siendo cuestionado, ya que datos más recientes indican que hay inconsistencias en estos cálculos. Es de gran importancia establecer bien este valor, pues la edad de la Galaxia proporciona un límite inferior para la edad misma del Universo, ya que no pudo haberse formado antes que él.

LOS ESTUDIOS ACTUALES DE LA GALAXIA

El estudio de las propiedades físicas y morfológicas de la Galaxia es un tema muy nuevo en astronomía, pues se inició con este siglo. A pesar de ello mucho se ha avanzado, ya que se ha establecido de forma general su estructura, sus componentes principales y sus dimensiones. Sin embargo, estos logros, que son el resultado del esfuerzo continuado de tres generaciones de astrónomos, no deben dar la impresión de que ya se sabe todo sobre este tema. Al contrario, muestran lo mucho que nos falta investigar.

Gracias a que en la actualidad podemos observar el Universo con instrumentos que registran toda la enorme gama de longitudes de onda de la radiación electromagnética, la información que ahora se tiene sobre la Galaxia se enriquece constantemente. Telescopios ópticos cada vez más grandes y mejores, radiotelescopios, telescopios espaciales y satélites con muy diversos tipos de detectores son los instrumentos que nos proporcionan cotidianamente datos novedosos sobre los fenómenos físicos que ocurren en el cosmos.

Astrónomos de todo el mundo aprovechan esta nueva tecnología para realizar investigaciones que pocos años atrás no podían hacerse. Por ejemplo, la existencia de detectores mucho más sensibles ya permite analizar con gran detenimiento la luz y otras radiaciones provenientes de estrellas de baja luminosidad, gracias a lo cual podemos conocer adecuadamente su estado evolutivo, lo que a su vez proporcionará un conocimiento más profundo sobre las poblaciones estelares de la Galaxia, pues nuestros modelos de evolución estelar indican que debe de haber gran abundancia de estrellas débiles de baja masa.

Los nuevos instrumentos ya permiten trazar con precisión la estructura del brazo de Orión, sobre todo en la región de la vecindad solar. Este brazo, que tiene un ancho típico de 3 500 años luz está formado por nubes de gas y polvo, distribuidas de tal manera que parecen estar interconectadas por enormes burbujas cuyos diámetros alcanzan los centenares de años luz. El Sol mismo se encuentra cerca del centro de una de esas burbujas, que por razones obvias ha sido llamada la burbuja local. Según investigaciones recientes, esta burbuja parece ser el resultado de la violenta explosión de una estrella de gran masa ocurrida hace unos 300 000 años.

Otra línea de investigación que actualmente se está desarrollando mucho es el estudio de las nebulosas gaseosas, sobre todo las de menor brillo superficial que antes no podían ser detectadas adecuadamente. Esto permitirá determinar con mayor precisión las características físicas de esos objetos. Al comparar estos parámetros con los datos que han sido medidos en los laboratorios terrestres, se podrán entender mejor los procesos atómicos de intercambio de energía que ocurren en esas nebulosas.

Con toda esa información proveniente de muy diversos estudios es posible aplicar técnicas matemáticas de simulación numérica, que con el auxilio de las poderosas computadoras actuales permiten a los astrónomos estudiar muchas de las características dinámicas de nuestra galaxia. Así, en días o meses, analizan fenómenos que en la naturaleza ocurren en lapsos de millones o de miles de millones de años. Esto permite investigar con detalle las interacciones que los distintos constituyentes galácticos experimentan entre sí. Por ejemplo, mediante ese tipo de técnicas es posible analizar la estabilidad de las órbitas estelares en torno al centro de la Galaxia, o bien, hacer estudios de la influencia que tienen los cúmulos globulares sobre el comportamiento dinámico del disco galáctico y viceversa, y hasta se puede determinar cómo serán afectados ambos sistemas y cuál será su posible evolución.

Cuando se determina la masa de la Galaxia basándose en su nexo gravitacional con galaxias vecinas como Andrómeda o las Nubes de Magallanes, se encuentra que es enorme y que alcanza valores tan grandes como ¡un millón de millones de masas solares! Debido a que la luminosidad total de nuestra Galaxia (tomando en cuenta la energía radiada por todas sus estrellas en todas las longitudes de onda) solamente es igual a 35 000 000 000 de veces la luminosidad del Sol, de esos cálculos resulta que en la Galaxia debe de haber mucha más materia de la que registran nuestros instrumentos, incluso los más modernos y complejos. Por esto algunos astrofísicos han imaginado la existencia de materia oscura en el Universo. En el caso de nuestra Galaxia se ha estimado que la materia que no está emitiendo radiación alguna es nueve veces mayor que la que forman estrellas, nebulosas gaseosas y nubes moleculares.

Son enormes las implicaciones de la existencia de esta materia, que sólo puede ser detectada por su influencia gravitacional, sobre la que sí puede verse. Su estudio se ha convertido en uno de los problemas centrales de la astrofísica contemporánea. Las vastas consecuencias que este tema tiene para la dinámica de la nuestra y las demás galaxias, y para la manera de condicionar los diferentes modelos cosmológicos que en la actualidad están tratando de explicar el origen y evolución del Universo, han obligado a un replanteamiento de los conceptos básicos sobre la estructura misma de la materia. Este es un problema en el que tanto físicos como astrónomos han estado enfrascados desde hace años, y los resultados que hasta ahora han logrado demuestran lo fructífera que puede ser esa interacción.

Otro de los grandes problemas que están tratando de resolver quienes estudian el comportamiento dinámico de la Galaxia es saber cómo se han originado los brazos espirales y por que persisten en un disco de material que está girando y que tiende a enrrollarlos, mecanismo que acabaría por diluirlos y hacerlos desaparecer. Sin embargo no ocurre así, ya que más de la mitad de las galaxias conocidas presenta brazos, lo cual indica que ese fenómeno es general y de duración muy prolongada.

También se hacen grandes esfuerzos en el terreno observacional y en el teórico para tratar de establecer si la Galaxia se formó únicamente de una inmensa nube cósmica o si, por el contrario, es resultado de la mezcla de diferentes nubes. Esta última interpretación ayudaría a entender la existencia de los componentes dinámicos bien diferenciados que muestra la Galaxia.

Aunque se ha avanzado mucho en el conocimiento del núcleo galáctico, no se ha podido determinar de manera definitiva si en él hay o no un hoyo negro. Además, también falta determinar con certeza si nuestra Galaxia es normal o de barra. Existen observaciones que muestran la existencia de un brazo espiral muy cerrado localizado a sólo 10 000 años luz del centro, y muchos astrónomos han interpretado esto como una prueba de la existencia de una barra nuclear en la Galaxia, y como en el Universo existen galaxias con esa característica estructural, la nuestra podría ser de ese tipo.

Seguramente hay mucho que estudiar respecto a la estructura y evolución de nuestra Galaxia, pero a pesar del corto tiempo que los astrónomos llevan analizando sus propiedades, han establecido hechos muy importantes acerca de ella, destacando entre sus descubrimientos la posición que ocupa el Sol y sus planetas dentro de esas miriadas de millones de estrellas que la forman.

Para comparar, recordemos que el Sol, que es una estrella que se encuentra a la mitad de su vida, tiene una edad de 5 000 000 000 años.