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La vía láctea y el grupo local. La vía láctea es la galaxia que se encuentra el sistema solar: por tanto, es la galaxia sobre la que se tiene mayor información. El nombre de la Vía Láctea, también llamado Camino de Santiago, proviene de épocas pasadas y hace alusión a la gran banda luminosa que atraviesa la bóveda celeste en dirección este oeste.

La Vía Láctea puede verse desde cualquier lugar de la Tierra; está compuesta por billones de estrellas de distribuciones no uniformes, además de contar con extensas nubes de polvo y gas que reciben el nombre de nebulosas. La estructura real de esta galaxia que es la nuestra, es espiral y su tamaño es enorme. El bulbo central tiene un espesor de 10.000 años luz y el diámetro un espesor de casi 100.000 años-luz. El Sol no ocupa el centro de ella. Si no que se sitúa a una distancia de 27.000 años-luz y unos 40 años-luz por encima del plano galáctico. La zona que atraviesa la constelación de Sagitario es la región de la galaxia en la que se observa la mayor cantidad de estrellas. En esta dirección se encuadra el centro de la galaxia, aunque no pueda verse desde la posición que ocupa la Tierra.

La vía láctea y el grupo local

A partir del núcleo se extienden una serie de brazos espirales en los que se ubican la mayoría de estrellas de la Vía Láctea. Dichos brazos llamados de Perseo, de Orión (aquí se localiza el sistema solar) y de Sagitario, se sitúa sobre un plano llamado plano galáctico, que es en el que se sitúan a su vez casi todos los objetos de la galaxia, como las nebulosas y los cúmulos abiertos. Por el contrario, las densas agrupaciones de estrellas denominadas cúmulos globulares están fuera del plano galáctico, formando un halo alrededor del centro de la galaxia. Una vez que se constató este hecho en la década de 1940, Walter Baade clasificó las estrellas en dos grupos o poblaciones:

• La población I, que comprende las estrellas situadas en los brazos de la espiral, es decir, las que están en el plano de la galaxia. Se trata de estrellas relativamente jóvenes, que coexisten incluso con glóbulos oscuros que parecen indicar nacimientos de nuevas estrellas.
• La población II, compuesta por estrellas viejas reunidas en las regiones centrales de la galaxia y en el halo galáctico de los cúmulos globulares.

En cierta manera, esta clasificación peca de simplista, dado que parece haber estrellas y cúmulos globulares que tienen una edad intermedia entre la población I y la población II.

Por su parte los cúmulos estelares abiertos, como las Pléyades y las Hiaydes, están constituidas por estrellas medianamente jóvenes. La nebulosa de Orión o la nebulosa Lagoon son lugares donde se forman las estrellas. Los cúmulos globulares se componen de estrellas en proceso de envejecimiento o de estrellas ya muy viejas.

Los brazos de Sagitario y de Perseo distan del Sol 2 x 10³ parsec, mientras que el brazo de Orión posee una anchura de 5.000 años-luz. El diámetro del núcleo galáctico, es decir, de la zona más interna de la galaxia, es de unos 4.000 años-luz.

Con todo, el tamaño de la galaxia también está en relación con el número de estrellas que contiene Jam Oort demostró que el Sol gira en una órbita casi circular alrededor del núcleo galáctico a una velocidad de 220 km por segundo, lo que supone que tarda 230.000.000 de años en dar una vuelta completa. Para la que la atracción gravitatoria impulse al Sol a esa velocidad, la masa total de la galaxia debería ser cien mil millones de veces superior a la del Sol. Dado que el Sol parece ser una estrella de masa media, se puede calcular que la galaxia debería contener al menos 100.000 millones de estrellas, si bien ciertas estimaciones elevan a 200.000 millones el número de estrellas que alberga la Vía Láctea, que se concentran en mayor número en las zonas interiores. Sin embargo, el número de estrellas que parece haber en nuestra galaxia, calculado a partir de la luz que nos llega de ellas, es muy inferior. Ello lleva a la siguiente pregunta: ¿Dónde está el resto de la masa que hace que el Sol gire a esa velocidad? Esta incógnita es uno de los ejemplos, del problema de la materia oscura que afecta a distintos campos de la astrofísica y que todavía está sin resolver.

La vía láctea y el grupo local.

La Vía Láctea forma parte de un pequeño cúmulo al que se denomina Grupo Local. Este está compuesto por una veintena de galaxias situadas a distancias de 200.000 a 1.500.000 años luz de la nuestra. Las más cercanas son las dos nubes de Magallanes, que se hallan a distancias del orden de 160.000 años-luz. La gran Nube de Magallanes tiene un diámetro aproximado de 40.000 años-luz, aunque no contiene más de 10.000 millones de estrellas, y la Pequeña Nube de Magallanes apenas si alcanza los 20.000 de años-luz de diámetro y 2.000 millones de estrellas. Ambos son galaxias de tipo Irr I, en las que abundan las estrellas azules, los cúmulos abiertos y las grandes nebulosas de emisión. Todo ello indica que se trata de galaxias relativamente jóvenes o, tal vez, que han tenido una evolución más lenta que la nuestra. Al ser mucho más pequeña que la Vía Láctea, además de compartir una capa de hidrógeno común, han sido consideradas como satélites de ésta. Sin embargo, contienen algunos objetos que superan en tamaño a cualquiera de los que componen nuestra galaxia. Así en la Gran Nube de Magallanes se encuentra S Doradus, estrella 600.000 veces más luminosa que el Sol, y la nebulosa Tarántula, 5.000 veces mayor que la nebulosa Orión.

Más allá de las Nubes de Magallanes a unos 400.000 años-luz de distancia, se sitúan dos galaxias elípticas enanas pertenecientes a las constelaciones de Escultor y Fornax. A distancias superiores a los 1.500.000 años-luz de la Vía Láctea se ubican los restantes miembros del Grupo Local. De todas estas galaxias, la más importante es M 31 o la galaxia de Andrómeda, una espiral de gran tamaño cuya estructura y composición estelar se parecen mucho a las de la nuestra. La M 3. Comprende otras dos galaxias a las que se consideran sus satélites.

A cincuenta millones de años-luz se sitúa el cúmulo de Virgo. Dado que nuestro Grupo Local se halla próximo a uno de sus bordes, se ha asegurado que ambos cúmulos son parte integrante de un supe cúmulo son parte integrante de un supe cúmulo local.

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Grupos de estrellas.

Las estrellas de una galaxia tienen distintas características físicas que permiten establecer divisiones en grupos diferentes. Fue Walter Baade quien se percató de que las estrellas de nuestra galaxia pertenecen fundamentalmente a dos tipos. El primero de ellas (o población I) está integrado por estrellas azules muy brillantes, con una luminosidad cien mil veces superior a la solar. Las estrellas que componen esta población tienden a concentrarse en los brazos espirales.

Las estrellas de la población II tienen un diámetro muy grande, pero son frías y de color rojo.se localizan en el núcleo de la galaxia. Su luminosidad es casi cien veces menor a la de las estrellas de la población I y su temperatura superficial mucho más baja.

Tras analizar la relación temperatura-luminosidad se ha comprobado que las estrellas de la población I se sitúan a lo largo de toda la secuencia principal del diagrama de HERTZSPRUNG-RUSSELL (diagrama H-R). debido a la gran luminosidad que presentan, se trata de estrellas jóvenes con una edad de unos pocos millones de años.

Por el contrario, las estrellas de la población II se localizan sobre la rama de las gigantes rojas en el diagrama H-R. se trata de estrellas muy viejas y que ya han agotado el hidrógeno como combustible para sus reacciones termonucleares. Por tanto, está, en una etapa evolutiva muy avanzada. Aunque en la población I también existen gigantes rojas, son menos luminosos que la de la población II. Estas, además, son menos ricas en elementos pesados (calcio, hierro y magnesio), lo que sugiere que se formaron a partir de un material más pobre en dichos elementos. Por tanto, se pueden ser las más jóvenes, ya que tuvieron que formarse necesariamente a partir de materiales procedentes de explosiones de las estrellas más viejas.

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Los cúmulos globulares, formados por estrellas de la población II describen órbitas elípticas muy alargadas en torno al núcleo de la galaxia. Sus trayectorias les obligan a atravesar rápidamente el plano galáctico y, cada vez que lo hacen, pierden algunas estrellas, con lo cual se mezclan ambos tipos de poblaciones. De ahí que se haya llegado a completar la clasificación de las estrellas en cinco poblaciones diferentes:

• Población I reciente. Sus estrellas se formaron hace sólo unas decenas de millones de años. Se localizan en los brazos espirales de la galaxia.
• Población I reciente. Son estrellas que cuentan con unos cientos de millones de años y que suelen ubicarse cerca del plano central de la galaxia.
• Población I vieja. Con una edad entre 3.000 y 5.000 millones de años, las estrellas que forman esta población son la mayoría de las situadas en los brazos de la espiral y en las regiones centrales. El Sol es una estrella típica de esta población.
• Población II moderada. Son estrellas de una edad algo menor que la de la población II extrema. Se reparten en torno al núcleo de la galaxia.
• Población II extrema. Es la población que contiene las estrellas más viejas de la galaxia. Sus edades fluctúan entre los 7.000 y los 8.000 millones de años. Se sitúan en los cúmulos globulares y, las que han escapado de su atracción gravitatoria, en el espacio existente entre las mismas.

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Cúmulos estelares.

Los cúmulos estelares son agrupaciones de estrellas dentro de una misma galaxia que se han formado en la misma región del espacio y, más o menos, en la misma época.

Las estrellas que componen un cúmulo se diferencian básicamente en la masa y en su estadio evolutivo. En realidad, este último es tanto más avanzado cuanto mayor sea la masa estelar.

Las estrellas de un cúmulo viajan juntas en el espacio y están unidas por interacciones gravitatorias, en ocasiones, están relacionadas por la homogeneidad de su brillo y color, lo que delata un origen común. Dado que las estrellas de un mismo cúmulo se mueven de manera coordinada entre sí, es fácil detectar sí una estrella pertenece a un cúmulo por efecto de superposición. El aspecto de los cúmulos estelares es variable. Por regla general tienen el aspecto de un grupo de estrellas que están próximas las unas a las otras. De todas formas, en los cúmulos más próximos a la Tierra, las estrellas están más separadas entre sí y, a la inversa, en los más alejados las estrellas parecen estar más próximas.

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Existen dos tipos de cúmulos estelares:

• Los cúmulos abiertos o galácticos.
• Los cúmulos globulares
  • Cúmulos abiertos. Son mucho menos ricos en estrellas que los globulares y carecen de una condensación central significativa. Sus formas son muy irregulares. Poseen entre 30 y 250 estrellas, que ocupan un gran volumen de espacio. En la actualidad se conocen alrededor de quinientos cúmulos galácticos, entre los que se encuentran el de las Híades (compuestas por 132 estrellas) y el de las Pléyades (en torno a las 250 estrellas), el Pesebre, la Cabellera de Berenice, etc. Las estrellas de la Osa Mayor también pertenecen a un mismo cúmulo galáctico. Los cúmulos abiertos son s9istemas en formación: contienen nubes de materia interestelar y sus estrellas más luminosas son supergigantes azules muy jóvenes (menos de cien millones de años). La densidad de los cúmulos abiertos varia bastante, en función de la distancia y de la estructura del cúmulo. Los diagramas H-R de los cúmulos han revelado que todas las estrellas de un cúmulo abierto tienen aproximadamente la misma edad y, por tanto, su origen común. El diagrama H-R también permite calcular su distancia por medio de un procedimiento especial de paralaje, que consiste en buscar estrellas de magnitud absoluta y espectro conocido que sean idénticas a las que componen el cúmulo cuya distancia se pretende medir.
  • Cúmulos globulares. También denominados cúmulos cerrados, son los más compactos y los que más estrellas poseen. Presentan una gran condensación central y, observados a través del telescopio, aparecen como grandes bolas de estrellas. Debido a la gran condensación, es imposible distinguir en su centro estrellas individuales, pero se crea a su alrededor una zona más difusa que se extiende hasta grandes distancias. Este tipo de cúmulos presenta una conformación casi esférica, con una ingente cantidad de estrellas variables (en ocasiones, hasta un millón), cuyos componentes más luminosos son las estrellas rojas. Carecen de materia interestelar y es la clase de cúmulo que forman el halo de nuestra galaxia. Existen unos 200 cúmulos globulares en la Vía Láctea y cada uno gira siguiendo una enorme órbita elíptica con respecto al centro de la galaxia. A su escala, los cúmulos realizan unos movimientos que se parecen mucho a los de los electrones en torno al núcleo atómico. Las diferencias más apreciables entre cúmulos globulares se refieren a la densidad y distribución estelares. Según su densidad, los cúmulos globulares se clasifican en doce clases (I a XII), siendo los de la clase I los más densos, resultando casi imposible observar estrellas en su centro. Como consecuencia de ello, algunos científicos opinan que podrían tener en su interior un agujero negro, que en la zona en la cual la materia ha alcanzado una densidad infinita y es imposible escapar de su atracción gravitatoria los de clase XII, por el contrario, tiene una densidad semejante a la de los cúmulos abiertos más densos.

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El diámetro H-R de las estrellas de un cúmulo globular pone de manifiesto una secuencia principal incompleta: una parte de ellas se sitúan sobre la rama correspondiente a las gigantes rojas y otra parte lo hacen sobre una rama paralela al eje de las temperaturas del diagrama a la que se denomina rama horizontal. Las consecuencias que pueden extraerse de semejante disposición en el diagrama H-R son, por un lado, la vejes de las estrellas de los cúmulos globulares y, por otro, que todas tienen la misma edad. También se cree que la edad de un cúmulo globular es muy superior a la de cualquier cúmulo abierto. Si se tiene en cuenta que las estrellas de los cúmulos globulares presentan una composición muy pobre en elementos pesados, se estima que su edad podría alcanzar los 10.000 millones de años a lo que es lo mismo, serian estrellas tan viejas como el propio universo (recuérdese a estos efectos que el Sol tiene una edad próxima a los 4.500 millones de años). Así pues, la formación de los cúmulos globulares se remonta a los orígenes de la galaxia y su composición indica que clase de materia conformaba el universo durante sus primeros estadios evolutivos.

El mayor cúmulo globular y el que mejor se observa es el de Hércules, catalogado por Charles Messier en el siglo XVIII. Desde entonces recibe también el nombre de Messier 13 o, más frecuentemente, M 13. Está situado a unos 25.000 años-luz de distancia, su diámetro alcanza los 170 años-luz y contiene cerca de 100.000 estrellas. También es visible con la ayuda de un pequeño telescopio el cúmulo globular M 4 en Escorpión. Por su parte, el cúmulo globular ω Centaura es el mayor de nuestra galaxia, con un diámetro superior a los 600 años-luz.

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Nebulosas.

Las nebulosas son grandes nubes de gas y polvo que se extienden sobre amplias zonas del cielo y que presentan un aspecto brillante o bien oscuro. Ocupan las regiones del espacio comprendidas entre los cúmulos estelares. Reciben la denominación de nebulosas por su aspecto difuso y la mayoría no pueden ser observadas ópticamente, ya que no emiten luz visible.

 Las nebulosas brillantes reciben también el nombre de nebulosa de emisión porque emiten luz visible. La causa de tal emisión es la presencia en su interior de una estrella o de un grupo de estrellas que desprenden energía y provocan la emisión de radiación a longitudes de onda visibles. La nebulosa Orión, por ejemplo, es una nebulosa brillante de emisión que se encuentra a una distancia de 1.300 años-luz. Su diámetro es de 30 años-luz y en su interior se condensan estrellas nuevas además de polvo y gas. Otra nebulosa de emisión es la nebulosa Lagoon (M 8) en Sagitario. Se trata de una nebulosa que cubre una gran nebulosa que cubre una gran extensión: 1° x ½° del cielo. También es muy conocida Trífida de Sagitario.

Existen otras nebulosas, llamadas de reflexión, que brillan gracia a que sus partículas reflejan la luz procedente de la estrella sumida en la nebulosa.

Las nebulosas oscuras están compuestas por gran cantidad de partículas de polvo que ocultan la luz de las estrellas situadas detrás de las mismas. Muchas de ellas pueden verse en la Vía Láctea sin ayuda del telescopio, por ejemplo, el Saco de Carbón, que aparece como una zona negra en las proximidades de la Estrella del Sur.

Existe un tercer tipo de nebulosas que difieren de las anteriores y que se caracterizan por su aspecto compacto. Tiene la forma de un disco de gas semejante al de un planeta, por lo cual se les ha bautizado con el nombre de nebulosas planetarias. Estas esferas de gas, de unos dos años-luz de diámetro, se expanden a una velocidad de 30 km/s y rodean a estrellas calientes que muy bien podrían ser enanas blancas en proceso de formación.

La materia interestelar

El espacio interestelar es surcado continuamente por toda clase de partículas que viajan a enormes velocidades de un extremo a otra de la galaxia. Lo cierto es que nuestra galaxia función como un potentísimo acelerador de partículas y canaliza su flujo a través del campo magnético que posee. No obstante, la materia estelar se compone sobre todo de gases y partículas sólidas. A su vez, los gases están compuestos por átomos y moléculas. Se conocen un total de 26 moléculas en el gas interestelar, entre ellas el agua, el monóxido de carbono, el amoniaco, un radical libre compuesto por carbono e hidrógeno, etc.

El hidrógeno ocupa más del 70 por ciento del gas interestelar y se puede afirmar que su composición no difiere en exceso de la de las estrellas.

Por su parte, de las partículas de las partículas sólidas que compone la materia interestelar apenas se sabe otra cosa, aparte de que están compuestas sobre todo por carbono y monóxido de silicio.

Estos compuestos son emitidos al espacio durante las explosiones de las supernovas.

La materia contenida en la Vía Láctea podría ser suficiente para formar dos o tres mil millones de estrellas, de manera que no es de extrañar que continúen naciendo astros a partir de esta masa interestelar.