La Vía Láctea

El que veamos el cielo nocturno lleno de estrellas sustenta la ilusión de que el espacio inmenso del universo ha de estar también uniformemente lleno de ellas. Tal ilusión es tan persuasiva que los astrónomos no pudieron demostrar concluyentemente hasta este siglo que las estrellas forman parte de galaxias («universos islas») y que las galaxias son los principales habitantes del cosmos.

Si pudiésemos salir de nuestra Galaxia, veríamos que es un inmenso disco espiral cuyos brazos difusos se retuercen alrededor de una masa estelar central, en cuyo interior se oculta el misterioso núcleo galáctico. Señala la frontera de esa masa central un anillo de nubes de hidrógeno molecular, densas y grumosas. Si mirásemos detenidamente, veríamos que los brazos se hallan delineados por unas estrellas azules brillantes y que hay en ellos polvo y gas abundantemente concentrados en nebulosas formadoras de estrellas. Nuestro sol se encuentra situado en el borde interior de uno de esos brazos, el brazo de Orión, y es una estrella más entre los cientos de miles de millones que forman la galaxia.

Pero como el párrafo anterior corresponde tan sólo a una ilusión, entonces, pongámonos un poco más aterrizados y intentemos describir lo que cualquier mortal puede distinguir de nuestro cielo desde la Tierra; veamos si ello nos resulta. En una noche despejada de fines de invierno, a eso de las 10 de la noche -por lo menos así siempre me ha parecido- podemos disfrutar de uno de los espectáculos más bello que la naturaleza nos ofrece: la Vía Láctea. Eso sí, que es necesario mirar al cielo en un sitio alejado de las grandes urbes y en una noche en que la Luna no sea nuestra compañera. Después de cinco a diez minutos nuestros ojos se adaptan a la oscuridad y podremos contemplar una franja blanquecina que cruza el cielo dividiéndolo en dos partes iguales. Se trata de nuestra Galaxia (así, con mayúscula para diferenciarla de las otras galaxias).

Ahora bien, si observamos el cielo durante varios meses nos daremos cuenta que la posición de la Vía Láctea en el cielo va cambiando a lo largo de los meses y en los que corresponden al verano vemos la otra parte de ella que pasa por la constelaciones de Auriga, Tauro, Géminis, Orión, Can Mayor y Pupis. El arco más impresionante de la Vía Láctea, visible en invierno, de Carina pasa a Cruz, luego a Centauro, Escorpión y Sagitario, Ofiuco, Scutum y Aquila.

En la arquitectura cósmica de nuestra galaxia, el disco espiral y la masa central son las características más destacadas de ella, si examinamos el halo que la rodea, vemos que contiene cúmulos globulares de estrellas, cada uno de los cuales constituye un sistema independiente formado por una cantidad de estrellas que oscila entre las 50.000 y el millón, integradas gravitatoriamente en un cúmulo más o menos esférico. Algunos astrofísicos creen que los centros de los cúmulos globulares pueden contener agujeros negros pequeños de unas cien masas solares. Los astrónomos han descubierto varios cientos de cúmulos estelares de este tipo (un centenar aproximadamente en el halo y otro en el disco), distribuidos simétricamente por la galaxia, que tienden a concentrarse cerca de su centro. En realidad, cada cúmulo globular es un satélite de la galaxia de la Vía Láctea. Los astrofísicos han descubierto que la mayoría de las estrellas de los cúmulos globulares son muy viejas, datan de la época en que se formó la propia galaxia. Es probable que dichos cúmulos globulares sean recordatorio de cosas pasadas y clave, no descifrada aún, del origen de la propia galaxia.

La compañera inseparable de esta galaxia enorme (el disco, la masa central y su halo de cúmulos globulares) es la gravedad, única fuerza que rige el movimiento de estrellas muy lejanas entre sí. La ley de la gravitación que Newton descubrió es muy simple: hay siempre una fuerza de atracción entre dos masas, directamente proporcional al producto de éstas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa. Mas, pese a su simplicidad, la ley de atracción gravitatoria ha de explicar las complejas configuraciones de miles de millones de estrellas que siguen tortuosas trayectorias, y ha de explicar también que la galaxia haya conservado su forma a lo largo de miles de millones de años y que no se colapse ni se desintegre. Los físicos matemáticos y los astrofísicos, que abordan el problema de la estructura galáctica, tienen clara conciencia de que intentar seguir el movimiento de aunque sólo fuesen unos cuantos centenares de estrellas según la ley de la gravedad, supera las posibilidades hasta de nuestras computadoras más potentes. Para estudiar el número mucho mayor de estrellas que contienen las galaxias, es preciso recurrir a métodos estadísticos que establecen promedios entre muchas estrellas. Así pues, pese a la simplicidad de la ley de la gravedad, a los físicos les sigue resultando difícil explicar matemáticamente características de la galaxia como su forma y su estabilidad. Pero saben que el carácter atractivo de largo alcance que tiene la gravedad garantiza que un sistema dinámico de estrellas no pueda ser absolutamente estable durante mucho tiempo. La galaxia ha de cambiar y evolucionar, y hasta espectacularmente.

En la Vía Láctea hay muchas estrellas; a simple vista se ven más de cinco mil, pero con ayuda de un telescopio su número crece de tal manera que se estiman en 200 mil millones las estrellas que acompañan al Sol en esta morada que llamamos la Galaxia (así con mayúsculas, para distinguirla de “las otras” que van con minúsculas). Al explorar el cielo con un telescopio modesto rápidamente nos damos cuenta que hay otros objetos más allá de las simples estrellas. En primer lugar y mirando a Alfa Centauri, la estrella más cercana, con un pequeño aumento nos podemos dar cuenta que no es una estrella, sino dos, lo que se llama una estrella doble o estrella binaria. Hay muchas estrellas dobles que se las puede ver como tales con la ayuda de un telescopio y que al cabo de varios años se aprecia claramente que giran en torno a su centro de masas. Alfa Centauri demora unos 80 años en completar una revolución. Alfa Centauri es en realidad un sistema triple; la tercera estrella, mucho más débil que las otras dos, se la ha bautizado como Próxima Centauri, por ser en este momento la más cercana al Sol.

Con métodos fotométricos y espectroscópicos se puede inferir la naturaleza binaria de un gran número de estrellas que aparecen como una sola, pero que son dos estrellas que están muy juntas entre sí y muy alejadas del Sol. La atmósfera terrestre impide ver separadas dos imágenes más cercanas que 1″, pero los eclipses periódicos que sufren algunas binarias, y el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de otras, permite estudiar el sistema binario, pese a no verse directamente.

Hay también sistemas estelares triples, cuádruples, etc., pero son cada vez menos frecuentes. Sin embargo, si miramos a ciertas zonas del cielo podemos apreciar agrupaciones de estrellas que forman un sistema llamado cúmulo estelar abierto o galáctico. Las más conocidas son las de las Pléyades, también llamadas las siete cabritas. Se la puede apreciar en una noche de comienzos del verano al nor-oeste de Orión, como una mancha difusa o Subaru en Japón, donde una persona con gran agudeza visual puede contar siete estrellas, si las condiciones son favorables. También son visibles a simple vista aunque no tan conspicuos, el cúmulo de las Hyades y de la constelación de Coma Berenice, entre otras. A través de un telescopio es fácil ver muy cerca de la estrella b Cruci (segunda en brillo en la Cruz del Sur) el cúmulo estelar Kappa Cruci, llamado el Cofre de Joyas, famoso por contener estrellas rojas y azules.

Los cúmulos estelares abiertos poseen varios cientos hasta algunos miles de estrellas que forman un grupo físico en el espacio. Son estrellas que nacieron todas juntas a partir de la misma nube de gas y polvo. Se sitúan a lo largo de la franja blanquecina que llamamos Vía Láctea, y son en general agrupaciones de estrellas jóvenes.

La Vía Láctea en general, como así también muchos manchones de ella, cuando se observan con un telescopio, se los ve como un conjunto de estrellas. Para distinguir estrellas individuales en algunas “nebulosas” es necesario observarlas con telescopio de gran tamaño. Herschel al mirar el cielo con sus potentes telescopios logró ver estrellas en objetos nebulosos que no habían sido resueltos por observadores anteriores. Sin embargo hubo muchas nebulosas que ni los potentes telescopios de Herschel permitían resolverlas en estrellas. Son verdaderos objetos nebulosos como la gran nebulosa de la constelación de Orión y la de la constelación de Carina.

El debate acerca de la naturaleza de las nebulosas tuvo muchos vaivenes. El mismo Herschel con el tiempo cambió de opinión y después de haber sostenido que todas las nebulosas eran conjuntos de estrellas empezó a creer en la existencia de nebulosas intrínsecas. Después de 1859, cuando Kirchhoff publica las leyes del análisis espectral, se tuvo una herramienta poderosa para estudiar las nebulosas. El astrónomo aficionado británica William Huggins (1824-1910) observó el espectro de la nebulosa de Orión descubriendo que no es continuo con algunas zonas oscuras como el espectro típico de una estrella sino que está compuesto por un gran número de líneas brillantes. Destacan en él las líneas de emisión del hidrógeno y un par de líneas verdes, descubiertas en 1864, que fueron atribuidas por mucho tiempo a un hipotético elemento químico bautizado nebulio. Recién en 1928 el astrofísica norteamericano Ira S. Bowen logró demostrar que las líneas verdes de las nebulosas no son de un elemento químico desconocido en la Tierra sino del oxigeno, doblemente ionizado, en condiciones de bajísima densidad (unos mil átomos por centímetro cúbico). Comparando con la atmósfera terrestre, donde un litro contiene un gramo de gas, en la nebulosa de Orión un cubo de 100 kilómetros de arista contiene un gramo de gas. Una nebulosa gaseosa es un millón de billones de veces menos densa que el aire.

Las nubes de gas en el espacio entre las estrellas, espacio interestelar, es más tenue que el mejor vacío que podemos lograr en el laboratorio. Por eso podemos decir que es la nada hecha visible. El espacio entre las nubes contiene menos de una partícula por centímetro cúbico, unas mi veces menos materia que las nubes interestelares.

¿Por qué brillan las nebulosas? Por un efecto muy parecido al que hace brillar a los tubos fluorescentes. Una estrella muy caliente en la cercanía o el interior de la nebulosa ilumina con luz ultravioleta al gas; éste absorbe esa luz y se ioniza (pierde uno o más electrones); luego se recombinan protones y electrones emitiendo una serie de líneas características del hidrógeno, entre las cuales destaca en la zona del espectro visible la línea roja en 6.563 Å llamada Ha. Esta es la línea más intensa, lo que le da un tinte rojizo a todas las nebulosas gaseosas.

Las modernas teorías de formación estelar dicen que las estrellas se forman a partir de nubes gaseosas por contracción gravitacional.  Las nubes se condensan en estrellas al sufrir un estímulo que les aumente ligeramente su densidad. La densidad y la temperatura de las nubes es muy importante en el proceso que conduce a nuevas estrellas; una baja temperatura y una alta densidad facilitan el proceso; mientras más baja la densidad mayor debe ser el tamaño de la nube para que un estímulo la haga contraerse. Las nubes típicas que encontramos ahora en la Vía Láctea son tales, que deben contener más de mil veces la masa del Sol para que se colapsen en estrellas (un tamaño mayor que 10 al). En las nebulosas pueden observarse estrellas que acaban de nacer y que están “iluminando” ahora la nebulosa, impidiendo la continuación del proceso, disipando los remanentes de gas que aún quedaban. Las nebulosas son verdaderas maternidades estelares, donde se producen partos de una multiplicidad asombrosa: nacen mil estrellas al mismo tiempo.

En el pasado, alejándose del plano principal de la Vía Láctea, la densidad de gas era muy baja y se formaron allí grandes agrupaciones de estrellas, que llegan a contener hasta un millón de estrella, y se las conoce con el nombre de cúmulos estelares globulares.

Se conocen más de cien cúmulos estelares globulares en nuestra galaxia. Son conglomerados estelares mucho más densos que los cúmulos estelares como las Pléyades, que para distinguirlos se los llama cúmulos estelares abiertos. En la parte central de un cúmulo globular la densidad es en algunos casos más de mil veces aquella “a la que estamos acostumbrados”, esto es, la densidad de estrellas en la vecindad solar. Pese a ello las estrellas siguen estando muy lejos una de otra (la distancia entre ellas es de más de 1 mes-luz). Los cúmulos globulares son muy importantes en el estudio de la Galaxia, pues son los objetos más viejos que podemos observar en ella, con una edad cercana a quince mil millones de años (tres veces más viejos que el Sol). Además los cúmulos globulares son verdaderos dinosaurios galácticos; sólo se formaron este tipo de objetos en el pasado, ahora se forman cúmulos estelares abiertos que contienen entre cien y mil veces menos materia. Por lo tanto al estudiar un cúmulo globular nos estamos adentrando en el pasado de nuestra galaxia observando objetos que sólo pueden nacer bajo condiciones muy especiales, que ya no se dan en la Vía Láctea.

Texto extraído de Astrocosmo

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