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  • Noviembre 2013Nº 446
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Astronomía

La Vía Láctea

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THE MILKY WAY. AN INSIDER'S GUIDE
Por William H. Waller. Princeton University Press; Princeton, 2013.

Una más entre los millones incontables de galaxias que pueblan el cosmos, esta guía pormenorizada de la Vía Láctea sistematiza cuanto hoy sabemos sobre su estructura, génesis y evolución. De tipo espiral, debe su nombre a la apariencia blanquecina y lechosa de una banda de luz que cruza el firmamento, creada por innúmeras estrellas que ocupan el disco galáctico. Waller describe cómo se solidificó la Vía Láctea a partir de bolsas de gas y materia oscura para generar una estructura estelar en rotación con múltiples sistemas planetarios, algunos de los
cuales pueden albergar miríadas de formas de vida y, tal vez, especies que han desarrollado la tecnología necesaria para la comunicación.

Los homínidos de la sabana africana disfrutaron de una visión de la Vía Láctea muy superior a la que podamos experimentar hoy. Y así sucedió durante cientos de milenios, con unos cielos secos y claros, exentos de contaminación lumínica. Los primeros registros del firmamento nocturno proceden de los monumentos megalíticos que han superado los arañazos del tiempo. Citemos el yacimiento de Newgrange (que se remonta a 3200 a.C.), el de Stonehenge (entre 3100 y 1600 a.C.) y las grandes pirámides de Egipto (entre 2500 y 1000 a.C.). La Piedra de la Rosetta contiene registros del firmamento con jeroglíficos asociados a Nut, diosa de los cielos, responsable del orto y del ocaso solar.

Una de las primeras referencias explícitas de la Vía Láctea procede de la Acrópolis de Micenas; aparece en un anillo de oro de la edad del Bronce (1400 a.C.). En Grecia coexistieron la interpretación naturalista de Demócrito con la mitológica. De acuerdo con la mitología, su origen nos retrotrae a la diosa Hera, mujer de Zeus, cuya leche mamaria concedía la inmortalidad a quien la tomara. Hera sufría las infidelidades constantes de Zeus y los hijos ilegítimos que de ellas resultaban. Entre esos hijos adulterinos, Hermes, hijo de la ninfa Maia, y Heracles, hijo de la mortal Alcmene. Mientras Hera dormía, Hermes puso al semimortal Heracles a los pechos de la diosa, con la intención de obtener la inmortalidad para el niño. Al despertarse, Hera le retiró bruscamente el pecho y se derramó la leche por el firmamento, formándose así la Vía Láctea.

El estudio científico de la galaxia se asentó en Occidente con la invención del telescopio óptico. A Hans Lippershey debemos la noticia inicial, en 1608. Los prototipos constaban de dos lentes: la receptora u objetivo, de forma convexa, y la ocular, de forma cóncava. En conjunción, ambas lentes formaban imágenes de objetos que revelaban detalles hasta entonces desconocidos. Galileo Galilei se apoyó en el potencial de los nuevos telescopios para su revolución de la astronomía. Desde los cráteres de la Luna hasta las tormentas solares, o los satélites de Júpiter y las fases cíclicas de Venus, Galileo explicaba un universo que difería del ptolemaico con sus planetas en órbita alrededor de la Tierra. Cuando apuntó su telescopio hacia Orión, las Pléyades y la Vía Láctea, quedó asombrado ante la presencia de miríadas de estrellas.

Se tardaron otros 145 años antes de poderse abordar la naturaleza estelar y nebular de la Vía Láctea. Nicolas Louis de la Caille presentó la primera lista de «nebulosas». Sirviéndose de un pequeño telescopio de refracción, descubrió y documentó 42 de esas apariciones fugaces. Muchas de sus observaciones las realizó durante un viaje al hemisferio sur, donde recogió también datos para un catálogo de 9776 estrellas. En 1745 publicó Sobre las estrellas nebulosas del firmamento meridional. Isaac Newton había ideado un telescopio reflector que constaba de un espejo cóncavo de metal, instalado en la base de un tubo cilíndrico hueco. El espejo recogía la luz incidente y la reflejaba hacia otro espejo que redirigía la luz a un ocular.

William Herschel, el principal instrumentalista y observador del momento, descubrió el planeta Urano en 1781 con un telescopio reflector de cuatro pulgadas. Su telescopio de 24 pulgadas de diámetro y 20 pies de longitud resultó ser el más adecuado para observar la Vía Láctea. A lo largo de siete años descubrió y catalogó 2000 nebulosas. Con su hermana Caroline creó el primer mapa cuantitativo de los cielos. El trabajo, continuado por John, hijo de William, condujo a la creación del New general catalogue of non-stellar objects, texto canónico que ha perdurado hasta nuestros días. Por su parte, Charles Messier compiló en 1784 una lista de 103 objetos nebulosos.

En paralelo al trabajo observacional, los filósofos de la segunda mitad del siglo XVIII y primera de la centuria siguiente avanzaron sus propios modelos cosmológicos. Thomas Wright publicó en 1750 An original theory, or new hypothesis of the universe, donde proponía que la Vía Láctea formaba parte de un cosmos moral mucho mayor con una fuerza vital espiritual en el centro. Immanuel Kant rechazó en su Historia natural universal y teoría de los cielos, publicada en 1755, que el centro del universo tuviera carácter espiritual. El Sol y los planetas del sistema solar se originarían por condensación a partir de una fina materia primordial. Sostenía que la Vía Láctea era un disco automantenido de estrellas que compartían una rotación circular. Atribuía las nebulosas de Messier a universos isla. Simon de Laplace transformó la percepción del cosmos galáctico en una dinamo. En El sistema del mundo estableció la hipótesis de la nebulosa, según la cual el Sol y los planetas eran condensación de un disco en remolino de materia nebular.

A mediados del siglo XIX se compilaron extensos catálogos de estrellas del hemisferio norte y del hemisferio sur. Destacaron el Bonner Durchsmusterung, de 1861, y su complementario meridional Cordoba Durchmusterung, de 1892. Las observaciones del hemisferio norte y algo del sur se llevaron a cabo en el Observatorio de Bonn entre los años 1852 y 1859, recogiendo una cosecha de 320.000 estrellas por debajo de la décima magnitud (donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud, las estrellas visibles más débiles a simple vista son de magnitud seis y las estrellas de décima magnitud son otras cuarenta veces más tenues). En el hemisferio sur se registraron las posiciones y las magnitudes visuales de 580.000 estrellas por astrónomos del Observatorio Nacional de Córdoba (Argentina).

Por entonces también, los científicos comenzaron a dirigir sus espectroscopios hacia las estrellas. William Huggins y William Allen Miller observaron los espectros de Rigel, Betelgeuse y Vega. Descubrieron que diferían enormemente en sus pautas espectrales. Observaron que la nebulosa de Orión presentaba líneas espectrales en emisión, no en absorción. Quedaba claro que esta nebulosa y otras estructuras similares eran nubes genuinas de gas luminoso, no cúmulos irresueltos de estrellas. Con estos trabajos pioneros nació la ciencia moderna de la astrofísica observacional. Al propio tiempo, despegaba la técnica química de la fotografía. El observatorio de Harvard acometió una inspección fotográfica del cielo. Se consiguieron 225.000 espectros estelares. En esa labor catalogadora destacaron las mujeres: Annie Jump Cannon, Williamina Fleming y Antonia de P. P. Maury. También estaba Henrietta Leavitt, que se integró en el Plan of Selected Areas, de Jacobus Kapteyn. El trabajo de Leavitt sobre estrellas variables le dio fama entre los grandes astrónomos del siglo XX. Identificó más de 1700 estrellas variables; las más brillantes de ellas eran las Cefeidas.

En su tesis doctoral, presentada en 1925, Cecilia Payne ponía de relieve las diferencias en los tipos espectrales para trazar la temperatura en superficie de las estrellas, en vez de apoyarse en su composición química. Las estrellas constaban sobre todo de hidrógeno (un 75 por ciento de su masa) con algo de helio (23 por ciento) y un residuo de otros elementos que se hacen manifiestos en los espectros. En menos de 40 años, los estudios espectroscópicos permitieron comprender las series estelares en términos de temperatura, luminosidad y composición química. La piedra de la Rosetta de ese desciframiento estelar fue el diagrama Hertzsprung-Russell [véase «La tabla periódica de las estrellas», por Ken Croswell; Investigación y Ciencia, septiembre de 2011]. Relacionando la temperatura de la estrella con su luminosidad global, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell hallaron familias entre las estrellas. La mayoría de estas caen a lo largo de la secuencia principal, donde se inscriben el Sol, Vega, Sirius y Rigel.

En ese primer tercio de siglo, los estudios espectroscópicos le permitieron a Edwin Hubble discriminar entre objetos realmente nebulosos de la Vía Láctea y los conjuntos estelares que él sospechaba se encontraban mucho más lejos. Encontró 35 cefeidas en Messier 33 y 11 en NGC 6822. Las distancias y tamaños correspondientes de esos sistemas le mostraban que constituían otras Vías Lácteas, a las que Harlow Shappely llamó más tarde «galaxias».

Los astrónomos han conjuntado las observaciones realizadas en ambos hemisferios y han creado mapas completos de la Vía Láctea. Se establece un sistema natural de coordenadas galácticas cuya longitud se mide a lo largo del ecuador y cuya latitud corre perpendicular al ecuador, positivamente hacia el polo norte galáctico y negativamente hacia el polo sur galáctico. El punto cero para el sistema de coordenadas galácticas se encuentra en la constelación de Sagitario. Su posición exacta ha ido cambiando con los años, a medida que los astrónomos han ido conociendo mejor el verdadero centro galáctico y su precisa ubicación en el firmamento.

El disco estelar, sutil y ligeramente circular, se ofrece a nuestra observación como una banda que cruza el cielo nocturno. Las bolsas oscuras de esa trayectoria corresponden a concentraciones de polvo y gas. El disco estelar se desdobla en un disco fino, o delgado, y otro grueso. El fino, de unos 500 parsec de altura, aloja el 95 por ciento de las estrellas y todas las estrellas jóvenes, masivas; se halla englobado en un disco más grueso, de unos 1500 parsec de altura. Las estrellas del disco grueso son más antiguas que las estrellas del disco fino y más pobres en elementos pesados. Las estrellas del disco giran en órbita cuasi-circular, a una velocidad de 200 kilómetros por segundo. La luminosidad del disco es de unas 15–20×109 luminosidades solares. La masa de las estrellas, de unas 6×1010 masas solares.

Incluidos dentro del disco estelar se hallan los brazos espirales, resultado de patrones espirales de ondas de densidad. Varias son las pruebas observacionales que avalan este modelo de densidad de onda: las estrellas de gran masa, de vida corta, se aprecian sobre todo en los brazos espirales; las de masa media, de una longitud de vida moderadamente larga, aparecen detrás de los mismos; las poco masivas (como el Sol) viven mucho y se perciben por todo el disco. El gas y el polvo se concentran en una capa más fina que la estelar. El disco de gas se vacía hacia el centro de la galaxia.

El bulbo y los discos de la galaxia se hallan incluidos en un halo toscamente esférico, que da cobijo a viejas poblaciones estelares y cúmulos globulares. Constituidos en los inicios de la historia de la galaxia, estos cúmulos son sistemas estelares compactos que contienen unos 105 estrellas. Las estimaciones recientes de los más antiguos ofrecen edades de unos 12.000 millones de años; ofrecen, pues, un límite inferior a la edad del universo. Ni las estrellas ni los cúmulos globulares del halo presentan ninguna rotación sistémica en torno al centro; desarrollan frecuentes órbitas excéntricas. El halo aporta solo una pequeña fracción a la luminosidad y masa de la galaxia, aunque la masa total de esta sea, en parte notabilísima (más del 85 por ciento), materia oscura del halo.

Aunque no se han encontrado pruebas sólidas de la existencia de vida fuera de la Tierra, sabemos que se requiere una galaxia para propiciar las condiciones exigidas en la emergencia de una vida compleja. En órbita en torno a una estrella irrelevante, nuestro planeta y el resto del sistema solar se forjaron después de que una larga evolución química hubiera procedido en la Vía Láctea para producir una estructura rocosa con un núcleo magnético de hierro, un océano de agua y una atmósfera de nitrógeno, carbono y oxígeno. La Tierra debe su linaje químico a miles de generaciones de estrellas masivas que vivieron y expiraron mucho antes del nacimiento del sistema solar, hace unos 4600 millones de años.

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