XI. �Y LA GALAXIA SE HIZO!

INTRODUCCI�N

UNA vez establecida la existencia de otras galaxias, gran parte del trabajo observacional se encamin� al estudio detallado de esos objetos, para determinar sus dimensiones y distancias, as� como su composici�n y estructura. En forma paralela se hizo un gran esfuerzo para tratar de establecer la morfolog�a de nuestra galaxia. En los a�os treinta este problema parec�a algo muy dif�cil de resolver, sin embargo al finalizar los cuarenta la situaci�n hab�a cambiado en forma dr�stica. Esto se debi� en buena medida a los estudios que hab�an realizado Walter Baade (1893-1960) y Nicholas Mayall (1906-1993) sobre la estructura espiral de la galaxia de Andr�meda. Encontraron que los brazos espirales de esa galaxia estaban claramente delineados por la distribuci�n que en ella ten�an las nebulosas gaseosas en emisi�n y las estrellas azules del tipo O y B. As�, a partir de los a�os cincuenta hubo un esfuerzo muy importante para estudiar la ubicaci�n de esos objetos en nuestra propia galaxia.

Como se ver� en el presente cap�tulo, a partir de esas fechas los astr�nomos han podido trazar mapas cada vez m�s detallados de la estructura de la Galaxia, ayudados por telescopios �pticos que han ido aumentando en tama�o, as� como por la radioastronom�a, disciplina que surgi� precisamente en la d�cada 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) atac� este problema con una investigaci�n que tuvo como fin principal recolectar toda la informaci�n disponible sobre los c�mulos gal�cticos. 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 di�metros aparentes de esos c�mulos, as� como el brillo, el color y la composici�n de las estrellas que los formaban. Su idea principal era establecer las dimensiones reales de los c�mulos gal�cticos, para de ah� determinar sus distancias, lo que permitir�a construir un mapa detallado de su localizaci�n dentro de nuestra galaxia.

Figura 63. C�mulo gal�ctico NGC 6530 y la regi�n HII asociada a �l, conocida como la nebulosa de La Laguna. Se encuentra a 3 900 a�os luz. N�tese en particular las estructuras oscuras con forma de parches. Son regiones de polvo c�smico.

De ese estudio emergi� una bien definida distribuci�n espacial de los c�mulos gal�cticos, en donde se vio que se hallaban distribuidos a lo largo del plano ocupado por la V�a L�ctea o muy cerca de �l. Adem�s, se determin� que las estrellas m�s 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, as� como dimensiones y temperaturas considerablemente mayores que las del Sol. De las caracter�sticas f�sicas de estos astros, as� como de las teor�as actuales sobre la formaci�n y evoluci�n estelar, se ha determinado que este tipo de estrellas, tambi�n conocidas como estrellas O y B, son objetos muy j�venes, ya que sus edades est�n comprendidas entre unos cuantos miles y algunos millones de a�os⁵²(figura 65).

Figura 64. El c�mulo gal�ctico M 7, localizado a 800 a�os luz en direcci�n de la constelaci�n de Scorpio. Contiene 80 estrellas m�s brillantes que la magnitud 10. Su edad se estima en 260 000 000 de a�os.

Figura 65. M 45, el conocido c�mulo gal�ctico de las pl�yades situado en la constelaci�n de Tauro a unos 400 a�os luz. F�cilmente observable a simple vista en las noches de oto�o e invierno.

Los datos sobre la distribuci�n espacial de los c�mulos gal�cticos vino a complementar la informaci�n que ya se ten�a sobre la estructura de nuestro sistema estelar, mostrando que el plano que los contiene, adem�s de coincidir con la V�a L�ctea, se localiza en el ecuador determinado por la distribuci�n esf�rica de los c�mulos globulares estudiados por Shapley, y que ambas distribuciones tienen el mismo centro.

Durante los a�os treinta, astr�nomos como Bertil Lindblad (1895-1965) y Jan Hendrik Oort (1900-1992), analizaron los datos observacionales entonces disponibles y concluyeron que la V�a L�ctea era un sistema aplanado. El importante problema de saber si la Galaxia era morfol�gicamente similar a las galaxias espirales que se observaban, o si por el contrario ten�a su propia estructura, fue resuelto por Oort en 1927 cuando aport� datos observacionales convincentes sobre el comportamiento din�mico de las estrellas contenidas en ese sistema. Pens� que si el Sol y las estrellas de su vecindad estaban lejos del centro gal�ctico, como hab�a se�alado Shapley, entonces deber�a ser evidente su rotaci�n en torno a ese punto, pues todas ellas deb�an mostrar el mismo comportamiento que tienen los planetas que giran alrededor del Sol, donde los m�s cercanos a �l sienten un jal�n gravitacional m�s intenso que los hace orbitar con mayor rapidez. Lo mismo deber�a ocurrir con las estrellas que giran pr�ximas al n�cleo gal�ctico, tendr�an que hacerlo m�s r�pidamente que las que est�n a distancias mayores. A este fen�meno se le conoce como rotaci�n diferencial.

Para demostrar este hecho Oort aplic� el efecto Doppler para determinar las velocidades radiales de las estrellas de la V�a L�ctea. Tom� espectros de muchas de ellas y analiz� el comportamiento de sus l�neas espectrales. As� pudo determinar c�mo giraban en torno al centro gal�ctico, probando que efectivamente la Galaxia rotaba en forma diferencial. Esta investigaci�n fue de enorme trascendencia pues demostr� que nuestra galaxia es en realidad del tipo espiral, ya que din�micamente result� ser muy similar a otras espirales cuyos brazos curvos indican que est�n sujetas al mismo mecanismo de rotaci�n diferencial.

Estos trabajos fueron la base de un amplio grupo de estudios tendientes a establecer la cinem�tica y la din�mica de nuestro sistema estelar, investigaciones que han permitido entender como se mueven los diferentes cuerpos que hay en �l y a qu� tipo de fuerzas se encuentran sujetos.

Como consecuencia de una l�nea de investigaci�n diferente que intentaba entender mejor las caracter�sticas de las galaxias espirales, Hubble encontr� que a lo largo de los brazos de las m�s cercanas (en las cuales se ve con m�s detalle su estructura) es donde se localizan las nebulosas gaseosas y los c�mulos gal�cticos, resultado que Baade y Mayall confirmaron plenamente para el caso de la galaxia espiral M 31. Por otra parte, seg�n los detallados estudios de esa misma galaxia localizada en la constelaci�n de Andr�meda que Baade hab�a realizado en 1942, su brillante n�cleo (figura 66) estaba formado por un sinn�mero de estrellas individuales de color rojo, que por sus caracter�sticas han sido llamadas gigantes rojas.

Figura 66. Regi�n nuclear de la galaxia de Andr�meda. Comp�rese con la fotograf�a de la figura 42.

Toda esa informaci�n sirvi� para que Baade concluyera que el n�cleo de la galaxia de Andr�meda, 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. As� surgi� el concepto de poblaciones estelares distintas y diferenciadas por su localizaci�n dentro de las galaxias. Al grupo de las estrellas azules ubicadas a lo largo de los brazos espirales, Baade las llam� de Poblaci�n I, mientras que a las estrellas rojas, como las situadas en el n�cleo gal�ctico, las consider� la Poblaci�n II.

Esta clasificaci�n de las estrellas de una galaxia en poblaciones bien diferenciadas espacialmente, aunque simple en principio, ha sido de gran utilidad, sobre todo despu�s de que se han establecido las caracter�sticas generales del proceso de evoluci�n estelar. Y es que se ha encontrado que las estrellas de Poblaci�n I son estrellas de reciente formaci�n, asociadas todav�a con el gas y el polvo c�smico que les dieron origen, como es el caso de las gigantes azules ya mencionadas. Las de Poblaci�n II son estrellas que se encuentran en etapas avanzadas de su evoluci�n, raz�n por la que son consideradas como estrellas viejas.

Con esta diferenciaci�n estelar como sustento, muchos astr�nomos han realizado diversos estudios tanto te�ricos como observacionales con el prop�sito de establecer en forma definitiva qu� poblaciones estelares hay en nuestro sistema estelar, para as� 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 tama�os. A pesar de su diversidad, al clasificarlas por su morfolog�a resulta que todas pueden agruparse en cuatro categor�as: irregulares (Irr), espirales normales (S), espirales con barra (SB) y el�pticas (E), clasificaci�n que tambi�n se debe a Hubble.

Las galaxias irregulares tienen estructura amorfa y carecen de n�cleo bien definido. Sus masas y dimensiones son menores a las de nuestra galaxia. Se ha comprobado que en ellas ocurre el proceso de formaci�n estelar, ya que son ricas en polvo y gas. Los ejemplos m�s 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 n�cleo peque�o pero apreciable. Los brazos se presentan en pares, aunque las fotograf�as muestran que algunos de ellos se ramifican y dan la impresi�n de que pudieran ser impares. Un ejemplo t�pico de esta clase es la galaxia de Andr�meda (v�ase la figura 42) y M 101 (figura 68). Las espirales con barra son galaxias que adem�s del disco presentan una estructura en forma de barra, la cual se prolonga del n�cleo, y es de ah� de donde arrancan los brazos espirales (figura 69). En estos dos tipos de galaxias tambi�n se lleva a cabo el proceso de formaci�n de estrellas en forma activa. Por �ltimo, las galaxias el�pticas no muestran brazos, no tienen disco y su forma es claramente la de un elipsoide (figura 70), adem�s, en ellas los procesos de formaci�n de estrellas ya no son importantes.

Figura 67. La nube Menor de Magallanes, galaxia irregular, sat�lite de la nuestra.

Figura 68. Galaxia espiral M 101. Su situaci�n frontal a nuestra l�nea de visi�n permite observar el trazo de sus bien definidos brazos.

Figura 69. Galaxia espiral de barra NGC 1300. Se ve con claridad el n�cleo brillante compacto, la barra y c�mo los brazos arrancan de los extremos de �sta.

Figura 70. M 110, galaxia el�ptica sat�lite de la de Andr�meda, la cual aparece en el extremo inferior derecho.

Comparando cuidadosamente las propiedades f�sicas y morfol�gicas que presentan las poblaciones estelares de diferentes tipos de galaxias, con datos similares obtenidos del estudio de la distribuci�n que tienen las estrellas, las nebulosas y los c�mulos 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 distribuci�n gal�ctica que ten�an las estrellas del tipo O y B. De estos y otros estudios surgi� el concepto de asociaci�n estelar, introducido por el astr�nomo armenio Viktor Ambartsumian (1908-     ), quien se�al� que los grupos de estrellas O y B deber�an tener un origen com�n, S�lo 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 rotaci�n diferencial de la Galaxia. Ambartsumian consider� que una prueba de la juventud de dichas asociaciones era que no hab�an tenido tiempo de disgregarse. Calcul� que la vida media de un sistema estelar de ese tipo es de alrededor de 30 000 000 de a�os, edad realmente peque�a a escala c�smica. Pronto se cont� con informaci�n sobre las asociaciones O y B, ya que Baade public� un cat�logo de este tipo de objetos. Por su parte, Sharpless tambi�n dio a conocer un cat�logo de regiones HII, muchas asociadas con estrellas O y B.

Gracias a sus observaciones, en 1951 Morgan, Osterbrock y Sharpless presentaron la primera visi�n de conjunto de la Galaxia (figura 71). Estos astr�nomos 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 Ori�n. Recibe ese nombre porque en �l tambi�n est� contenida la nebulosa gaseosa de Ori�n (v�ase la figura 49). Este brazo se localiza entre los 26 000 y los 32 600 a�os luz del centro gal�ctico. Exterior a �l se encuentra el brazo de Perseo, ubicado entre los 39 100 y los 48 900 a�os luz del centro de la Galaxia. Tambi�n encontraron una secci�n de un brazo interior, el de Sagitario, localizado entre nosotros y el centro gal�ctico, a una distancia de �ste que va de los 22 800 a los 24 450 a�os luz.

La presencia de material oscuro en el plano de la Galaxia es evidente cuando se observa a simple vista ciertas regiones de la V�a L�ctea. Sin embargo, poco o nada se supo durante milenios sobre esas zonas aparentemente carentes de estrellas. Los primeros intentos serios por estudiar ese fen�meno no se dieron sino hasta este siglo, cuando la fotograf�a hizo posible registrar grandes �reas del cielo. En 1919 Edward Emerson Barnard (1857-1923) dio a conocer el resultado de sus investigaciones en ese campo en un art�culo al que titul� On the Dark Marking of the Sky ("Sobre las marcas oscuras en el cielo"), donde inform� 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.

A�os despu�s, Trumpler admiti� que la luz que llegaba de las estrellas localizadas en la V�a L�ctea era m�s d�bil de lo que se esperar�a si s�lo se consideraba la distancia a la que se encontraban. Como ya se ha mencionado, estudi� los c�mulos gal�cticos para tratar de determinar sus tama�os. Ya que supuso que sus di�metros deber�an ser similares, al darse cuenta de que sistem�ticamente los m�s lejanos resultaban menos brillantes (lo que significaba que ser�an los menores) sugiri� la existencia de material absorbente que ser�a el responsable de la ca�da del brillo de los c�mulos m�s distantes, y pens� que estar�a formado por part�culas muy peque�as de polvo distribuidas de forma irregular entre las estrellas.

Trabajos posteriores han confirmado la existencia de enormes agregados de polvo c�smico contenidos casi por completo en el plano de la V�a L�ctea (figura 72). Fuera de �l no se detecta este material, por lo cual el oscurecimiento es mucho menor y pueden verse sin gran dificultad objetos muy distantes. �se es el caso de los c�mulos globulares y de las galaxias. Cuando se trata de ver en direcci�n del plano gal�ctico el polvo es un verdadero obst�culo, ya que extingue la luz de los objetos lejanos, limitando mucho nuestra visi�n. Esto es particularmente obvio cuando se observa en direcci�n del centro de la Galaxia. Las caracter�sticas que muestra el polvo c�smico sugieren que est� compuesto de peque�as part�culas s�lidas como los silicatos, el grafito y el hielo.

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

El trazado de la estructura interna de la Galaxia tambi�n se vio dificultado por la presencia de enormes cantidades de gas, que s�lo puede ser detectado visualmente en la cercan�a de estrellas muy calientes que le proporcionan energ�a y lo hacen brillar, pero que lejos de ellas es completamente opaco para las longitudes de onda comprendidas en la regi�n visible del espectro electromagn�tico. Este impedimento fue razonablemente superado cuando el astr�nomo holand�s Hendrik Christoffell van de Hulst (1918-     ) demostr� te�ricamente la posibilidad de observar la emisi�n de ondas de radio provenientes del hidr�geno neutro, que es el principal componente de ese gas interestelar. Puesto que este elemento es el m�s abundante del Universo y de la Galaxia, el descubrimiento de Van de Hulst abri� enormes posibilidades y motiv� la construcci�n y desarrollo de radiotelescopios, instrumentos capaces de detectar, medir y analizar esa radiaci�n que nuestros ojos no pueden ver.

Como las ondas de radio generadas por el hidr�geno neutro no son absorbidas por las grandes nubes de polvo, los radiotelescopios permiten observar a grandes distancias dentro del plano gal�ctico, incluso en direcci�n del antes invisible centro de la Galaxia, lo que permite trazar la localizaci�n y extensi�n de sus brazos espirales. El trabajo combinado de muchos radioastr�nomos y astr�nomos que observan la regi�n visible del espectro ha permitido finalmente establecer de manera segura que nuestra galaxia es verdaderamente de tipo espiral, con morfolog�a similar a la que presenta Andr�meda, aunque de menores dimensiones. Tambi�n gracias en gran parte a la radioastronom�a se ha podido establecer claramente la posici�n del Sol en la parte interna del brazo de Ori�n, confirmando as� las investigaciones de Morgan, Osterbrock y Sharpless. Adem�s, ha sido posible profundizarlas, pues al ver m�s lejos se han trazado detalles que no pueden obtenerse �pticamente, 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 est� rotando de tal manera que sus brazos espirales se enrollan alrededor de su n�cleo.

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

El efecto Doppler tambi�n 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 suposici�n de que �stas se mueven describiendo �rbitas circulares en torno al centro gal�ctico, es posible determinar la distancia de cada una de ellas. Siguiendo esta l�nea de investigaci�n se ha encontrado que esas nubes se distribuyen en nuestra galaxia en un claro patr�n espiral.

MASA, FORMA Y DIMENSIONES DE LA GALAXIA

De acuerdo con los conocimientos actuales se considera que la Galaxia est� formada por gas, polvo, radiaci�n y por un enorme n�mero de estrellas que pueden encontrarse solas o formando sistemas que contienen desde dos miembros hasta millones. Las observaciones m�s recientes muestran que este gigantesco sistema se encuentra estructurado al menos por cuatro componentes bien definidas; el centro o n�cleo gal�ctico, 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 est�tico flotando en las inmensidades del cosmos, sino que tiene que ser entendida como un sistema din�mico que se encuentra sujeto a un proceso de evoluci�n constante.

A pesar de lo mucho que se ha avanzado desde que se origin� la radioastronom�a, es bien poco lo que se sabe con certeza sobre la composici�n y estructura del n�cleo gal�ctico. Gracias a que en la actualidad disponemos de detectores que permiten registrar la radiaci�n electromagn�tica que en forma de ondas de radio e infrarrojas est�n llegando de ese lugar, se ha podido establecer que tiene una complicada estructura. Desde hace unas d�cadas se estim� que en la regi�n central de la Galaxia deb�a localizarse una fuente intensa de ondas de radio, lo que hizo pensar que ah� pod�a haber un objeto muy compacto cuyas dimensiones ser�an comparables con las de todo el Sistema Solar, pero muchas veces m�s masivo que �ste.

Las m�s recientes observaciones en el infrarrojo han permitido establecer que el n�cleo gal�ctico, localizado a 28 000 a�os luz de nosotros, y con un di�metro del orden de 40 a�os luz, es una estructura extremadamente brillante y compacta donde est� contenida una masa que se ha estimado alcanza valores del orden de 4 000 000 de masas solares, raz�n por la que algunos investigadores han supuesto la existencia de un hoyo negro en el centro de nuestra Galaxia.

A los cient�ficos se les ocurri� el nombre de hoyo negro cuando analizaron te�ricamente lo que suced�a a la luz cuando se encontraba cerca de una gran concentraci�n de materia. Comprobaron que la fuerza de atracci�n gravitacional producida por �sta es de tal magnitud que puede atrapar incluso a la luz o a cualquier otra radiaci�n electromagn�tica, como si se tratara de objetos materiales. En esas condiciones la luz no puede salir de la regi�n afectada por la acci�n de esa fuerza tan poderosa, y es por eso que al mirar en direcci�n de esa concentraci�n de materia no ser� posible observar nada.

Figura 74. Representaci�n esquem�tica de la Galaxia. En la parte superior, tal y como se ver�a de canto. En la inferior se muestra frontalmente. Las dimensiones no est�n a escala.

Las observaciones han permitido establecer que parte de la masa contenida en el n�cleo gal�ctico se encuentra en forma de gas, constituyendo una gran nube de material fr�o cuyas dimensiones son de unos 7 por 13 a�os luz. Esta estructura, que parece ser un disco material, rodea el centro de la Galaxia y recibe su energ�a directamente de �l. El estudio de las velocidades a que se mueve el material nuclear ha permitido establecer que en caso de existir ah� un hoyo negro, �ste debe tener una masa de alrededor de 2 000 000 de masas solares.

Aunque la hip�tesis de la existencia de un hoyo negro localizado en el centro de la Galaxia tiene un soporte te�rico adecuado, hasta la fecha no se ha probado realmente su existencia, por lo cual tambi�n se ha pensado que en esa regi�n puede haber un c�mulo muy denso formado por estrellas de gran masa. La densidad de ese c�mulo ser�a tal que las estrellas se encontrar�an alejadas entre s� por distancias de tan s�lo cinco d�as luz, lo que evidentemente resulta ser una separaci�n realmente peque�a si consideramos las dimensiones de la Galaxia. Por el momento no se tienen elementos suficientes que permitan afirmar con certeza qu� es lo que hay en el n�cleo gal�ctico, pero seg�n los datos m�s recientes se cree que es posible que ah� coexistan un c�mulo de estrellas masivas y un hoyo negro. Las investigaciones sobre este tema contin�an y seguramente dar�n informaci�n que permitir� esclarecer nuestras dudas al respecto. Lo que s� se puede afirmar es que las energ�as y la cantidad de materia contenida en la regi�n central de nuestra Galaxia son verdaderamente enormes, si se comparan con sus equivalentes de la vecindad solar.

Recientemente se ha encontrado que el n�cleo de la Galaxia est� 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 a�os luz. Las determinaciones de velocidad de las nubes que lo componen muestran que est� expandi�ndose, por lo que se ha pensado que pudo ser ocasionado por una gigantesca explosi�n ocurrida en el centro de la Galaxia 1 000 000 de a�os atr�s.

El bulbo gal�ctico es una protuberancia razonablemente esf�rica que envuelve al n�cleo de la Galaxia y que por tener un di�metro de unos 7 000 a�os luz sobresale del plano de la V�a L�ctea. Las observaciones han establecido que est� formado principalmente por estrellas masivas muy viejas del tipo de las gigantes rojas, aunque tambi�n coexisten otros objetos c�smicos muy evolucionados, como diversos tipos de estrellas variables, estrellas binarias con fuerte emisi�n en rayos X, as� como estrellas de baja masa. Toda esa variedad de objetos se encuentran en las �ltimas etapas de su existencia como estrellas. Es por ello que hay un consenso casi generalizado entre los astr�nomos, quienes aceptan que este componente de la Galaxia fue el primero que se form�, aproximadamente hace unos 15 000 millones de a�os. Otra importante caracter�stica del bulbo gal�ctico es que ah� ha cesado completamente el proceso de formaci�n estelar desde mucho tiempo atr�s, raz�n por la que no hay estrellas j�venes en �l.

El disco gal�ctico est� comprendido en el plano ecuatorial de nuestra galaxia. Su grosor medio de unos 3 000 a�os luz es peque�o si se le compara con las dimensiones de su di�metro, que se ha estimado en 100 000. Los objetos contenidos en esta componente estructural de la Galaxia tienen alta velocidad de rotaci�n en torno al n�cleo gal�ctico. Las estrellas que se localizan en este disco son de reciente formaci�n, y sus edades fluct�an entre unas centenas de miles y algunos millones de a�os. Son objetos muy energ�ticos de tama�os varias veces mayores que nuestro Sol. �se es el caso de las gigantes azules. Tambi�n se localizan, en esta regi�n gal�ctica un alto n�mero de estrellas con edades intermedias, como el Sol. Adem�s, el disco gal�ctico contiene grandes cantidades de polvo y gas distribuidos en forma no homog�nea, formando nubes irregulares. Este �ltimo, al interaccionar con la radiaci�n proveniente de las gigantes azules, origina nebulosas que emiten gran parte de su radiaci�n como luz primordialmente roja, raz�n por la que al observarlas a trav�s de los telescopios se les ve muy brillantes (v�anse, por ejemplo, las figuras 49, 56 y 63). Estas nebulosas son conocidas como Regiones HII, pues est�n formadas principalmente por hidr�geno.

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

Este disco tambi�n contiene enormes nubes oscuras y fr�as formadas por mol�culas (figura 75). La m�s abundante de todas ellas vuelve a ser la de hidr�geno (H₂), aunque tambi�n contienen otras de mayor complejidad, tanto org�nicas como inorg�nicas. De este �ltimo tipo se encuentra la de amoniaco (NH₃), la de hidroxilo (OH), la de mon�xido de silicio (SiO), la de monosulfuro de silicio (SiS), la de di�xido de azufre (SO₂), la de �cido sulfh�drico (H₂S) y la de agua (H₂O). Entre las org�nicas se han identificado mol�culas como las de mon�xido de carbono (CO), �cido cianh�drico (HCN), �cido f�rmico (HCOOH), acetaldeh�do (CH₃CHO), formaldeh�do (H₂CO), metanol (CH₃OH) y etanol (CH₃CH₂OH), entre otras. A la fecha se han descubierto cerca de 100 mol�culas 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 formaci�n y existencia de mol�culas como las mencionadas.

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

Las grandes nubes de gas y polvo concentradas en la V�a L�ctea tambi�n realizan un movimiento casi circular respecto al punto central de nuestra galaxia, as� que si se estudian sus desplazamientos pueden determinarse sus distancias, lo que permite saber c�mo est�n localizadas en el plano. As� resulta que esas gigantescas nubes tienen un patr�n de distribuci�n espiral que tambi�n delinea los brazos de la Galaxia.

Debe aclararse que los brazos de nuestra Galaxia y de las dem�s galaxias no son estructuras s�lidas, 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 composici�n ocasiona que, aunque la densidad estelar a trav�s de todo el disco gal�ctico sea pr�cticamente la misma, los brazos resalten por ser m�s brillantes que el resto del material contenido en �l, lo que los hace tan prominentes.

Por la importancia que tienen en el contexto general del proceso de formaci�n y evoluci�n estelar, debe recalcarse que es en los brazos del disco gal�ctico donde se realiza ese complejo proceso, ya que ah� es donde se encuentran las inmensas nubes moleculares que tienen los ingredientes necesarios para que se formen nuevas estrellas.

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

El halo gal�ctico ocupa un enorme volumen que tiene una simetr�a casi esf�rica, envolviendo completamente a las otras componentes de la Galaxia. Su di�metro se estima en 300 000 a�os luz. Se ha determinado que en �l hay alrededor de 150 c�mulos globulares, que son los objetos prominentes del halo. Adem�s, distribuidas en todo ese espacio hay m�s de un bill�n de estrellas tambi�n muy viejas, pero que no forman conglomerados, por lo que son mucho menos conspicuas que los c�mulos globulares. El halo no participa de la rotaci�n del disco, ya que muchas de sus estrellas se mueven incluso en direcciones encontradas. El resultado neto es que �ste gira de forma lenta.

Distintos estudios han permitido establecer que no todos los c�mulos globulares tienen la misma edad, sin embargo, cualquiera de ellos es m�s viejo que los otros miembros de la Galaxia, por lo cual estos gigantescos conglomerados estelares han sido utilizados para fijar la edad m�nima de nuestra galaxia. Diversos m�todos han establecido que las estrellas del halo se originaron hace unos 15 000 000 000 de a�os. Como �ste y el bulbo son los componentes m�s viejos de nuestra Galaxia y su edad es similar, se estima que �sta tiene al menos 15 000 000 000 de a�os, aunque en la actualidad este valor est� siendo cuestionado, ya que datos m�s recientes indican que hay inconsistencias en estos c�lculos. Es de gran importancia establecer bien este valor, pues la edad de la Galaxia proporciona un l�mite inferior para la edad misma del Universo, ya que no pudo haberse formado antes que �l.

LOS ESTUDIOS ACTUALES DE LA GALAXIA

El estudio de las propiedades f�sicas y morfol�gicas de la Galaxia es un tema muy nuevo en astronom�a, pues se inici� 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 astr�nomos, no deben dar la impresi�n 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 radiaci�n electromagn�tica, la informaci�n que ahora se tiene sobre la Galaxia se enriquece constantemente. Telescopios �pticos cada vez m�s grandes y mejores, radiotelescopios, telescopios espaciales y sat�lites con muy diversos tipos de detectores son los instrumentos que nos proporcionan cotidianamente datos novedosos sobre los fen�menos f�sicos que ocurren en el cosmos.

Astr�nomos de todo el mundo aprovechan esta nueva tecnolog�a para realizar investigaciones que pocos a�os atr�s no pod�an hacerse. Por ejemplo, la existencia de detectores mucho m�s 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 proporcionar� un conocimiento m�s profundo sobre las poblaciones estelares de la Galaxia, pues nuestros modelos de evoluci�n estelar indican que debe de haber gran abundancia de estrellas d�biles de baja masa.

Los nuevos instrumentos ya permiten trazar con precisi�n la estructura del brazo de Ori�n, sobre todo en la regi�n de la vecindad solar. Este brazo, que tiene un ancho t�pico de 3 500 a�os luz est� formado por nubes de gas y polvo, distribuidas de tal manera que parecen estar interconectadas por enormes burbujas cuyos di�metros alcanzan los centenares de a�os luz. El Sol mismo se encuentra cerca del centro de una de esas burbujas, que por razones obvias ha sido llamada la burbuja local. Seg�n investigaciones recientes, esta burbuja parece ser el resultado de la violenta explosi�n de una estrella de gran masa ocurrida hace unos 300 000 a�os.

Otra l�nea de investigaci�n que actualmente se est� desarrollando mucho es el estudio de las nebulosas gaseosas, sobre todo las de menor brillo superficial que antes no pod�an ser detectadas adecuadamente. Esto permitir� determinar con mayor precisi�n las caracter�sticas f�sicas de esos objetos. Al comparar estos par�metros con los datos que han sido medidos en los laboratorios terrestres, se podr�n entender mejor los procesos at�micos de intercambio de energ�a que ocurren en esas nebulosas.

Con toda esa informaci�n proveniente de muy diversos estudios es posible aplicar t�cnicas matem�ticas de simulaci�n num�rica, que con el auxilio de las poderosas computadoras actuales permiten a los astr�nomos estudiar muchas de las caracter�sticas din�micas de nuestra galaxia. As�, en d�as o meses, analizan fen�menos que en la naturaleza ocurren en lapsos de millones o de miles de millones de a�os. Esto permite investigar con detalle las interacciones que los distintos constituyentes gal�cticos experimentan entre s�. Por ejemplo, mediante ese tipo de t�cnicas es posible analizar la estabilidad de las �rbitas estelares en torno al centro de la Galaxia, o bien, hacer estudios de la influencia que tienen los c�mulos globulares sobre el comportamiento din�mico del disco gal�ctico y viceversa, y hasta se puede determinar c�mo ser�n afectados ambos sistemas y cu�l ser� su posible evoluci�n.

Cuando se determina la masa de la Galaxia bas�ndose en su nexo gravitacional con galaxias vecinas como Andr�meda o las Nubes de Magallanes, se encuentra que es enorme y que alcanza valores tan grandes como �un mill�n de millones de masas solares! Debido a que la luminosidad total de nuestra Galaxia (tomando en cuenta la energ�a 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 c�lculos resulta que en la Galaxia debe de haber mucha m�s materia de la que registran nuestros instrumentos, incluso los m�s modernos y complejos. Por esto algunos astrof�sicos han imaginado la existencia de materia oscura en el Universo. En el caso de nuestra Galaxia se ha estimado que la materia que no est� emitiendo radiaci�n 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 s�lo puede ser detectada por su influencia gravitacional, sobre la que s� puede verse. Su estudio se ha convertido en uno de los problemas centrales de la astrof�sica contempor�nea. Las vastas consecuencias que este tema tiene para la din�mica de la nuestra y las dem�s galaxias, y para la manera de condicionar los diferentes modelos cosmol�gicos que en la actualidad est�n tratando de explicar el origen y evoluci�n del Universo, han obligado a un replanteamiento de los conceptos b�sicos sobre la estructura misma de la materia. Este es un problema en el que tanto f�sicos como astr�nomos han estado enfrascados desde hace a�os, y los resultados que hasta ahora han logrado demuestran lo fruct�fera que puede ser esa interacci�n.

Otro de los grandes problemas que est�n tratando de resolver quienes estudian el comportamiento din�mico de la Galaxia es saber c�mo se han originado los brazos espirales y por que persisten en un disco de material que est� girando y que tiende a enrrollarlos, mecanismo que acabar�a por diluirlos y hacerlos desaparecer. Sin embargo no ocurre as�, ya que m�s de la mitad de las galaxias conocidas presenta brazos, lo cual indica que ese fen�meno es general y de duraci�n muy prolongada.

Tambi�n se hacen grandes esfuerzos en el terreno observacional y en el te�rico para tratar de establecer si la Galaxia se form� �nicamente de una inmensa nube c�smica o si, por el contrario, es resultado de la mezcla de diferentes nubes. Esta �ltima interpretaci�n ayudar�a a entender la existencia de los componentes din�micos bien diferenciados que muestra la Galaxia.

Aunque se ha avanzado mucho en el conocimiento del n�cleo gal�ctico, no se ha podido determinar de manera definitiva si en �l hay o no un hoyo negro. Adem�s, tambi�n 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 s�lo 10 000 a�os luz del centro, y muchos astr�nomos 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 caracter�stica estructural, la nuestra podr�a ser de ese tipo.

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