<pre>Un nuevo mapa de la Vía Láctea

Hace cientos de años, los exploradores navegaron a través de los océanos y atravesaron continentes inexplorados para mapear la Tierra, y en el último medio siglo las sondas espaciales han fotografiado la mayor parte de nuestro sistema solar. Sin embargo, así como hemos llegado a conocer nuestro patio astronómico, nuestra imagen del vecindario más grande, nuestra galaxia, la Vía Láctea, es borrosa. La razón es obvia: no podemos salir para echar un vistazo. Imagina enviar una nave espacial en un viaje de varios millones de años para ir más allá de nuestra galaxia, mirar hacia atrás y tomar una foto: claramente poco práctico. Nos quedan muchas preguntas abiertas sobre nuestro hogar cósmico, como cuántos brazos espirales tiene la galaxia, si la gran estructura más cercana al sol cuenta como un brazo y en qué parte de la galaxia se encuentra nuestro sistema solar.

Sin embargo, los esfuerzos recientes han comenzado a mapear la Vía Láctea de adentro hacia afuera, lo que nos permite reunir una instantánea precisa de su estructura por primera vez. Esta vista emergente es el resultado de varios proyectos grandes que involucran radiotelescopios y telescopios ópticos avanzados, incluido nuestro programa, el Bar and Spiral Structure Legacy (BeSSeL) Survey. Para este esfuerzo, se nos otorgó una cantidad de tiempo de observación sin precedentes (5,000 horas) en el Very Long Baseline Array, un sistema operado por el Observatorio Nacional de Radioastronomía y financiado por la National Science Foundation.

Nuestros resultados iniciales ofrecen una visión nueva y mejorada de la Vía Láctea. Además de obtener una mejor comprensión de cómo se ve la Vía Láctea, estamos comenzando a aclarar por qué las galaxias como la nuestra exhiben una estructura en espiral y cómo nuestro hogar astronómico se ajusta al universo en su conjunto.

El barrio cósmico

A principios de 1800, William Parsons, el tercer conde de Rosse, construyó un telescopio de 72 pulgadas, enorme para su época. Observó y dibujó lo que ahora llamamos Whirlpool Galaxy, que claramente tenía un patrón en espiral. Sin saber qué tan lejos estaba o sobre la escala de la Vía Láctea, sin embargo, no estaba claro si el Remolino era una pequeña estructura dentro de nuestra galaxia o una gran nebulosa similar a ella. El debate sobre estos puntos continuó a principios de 1900, hasta que Edwin Hubble, utilizando una técnica desarrollada por Henrietta Leavitt para medir la distancia a las estrellas brillantes, mostró que el Remolino y espirales similares estaban muy lejos de la Vía Láctea. Esta revelación volcó la noción de que la Vía Láctea podría abarcar todo el universo.

Los astrónomos descubrieron que vivimos en una galaxia espiral midiendo los movimientos de gas en todo el disco, la gran región en forma de panqueque que constituye el cuerpo principal de la Vía Láctea. Las espirales, junto con las elípticas redondeadas, son tipos comunes de galaxias. Las espirales cercanas NGC 1300 y Messier 101 (M101) proporcionan buenos ejemplos de cómo podría verse la Vía Láctea desde lejos. NGC 1300 tiene una estructura brillante y lineal en su centro, que los astrónomos llaman una barra, y dos brazos espirales azulados que comienzan en los extremos de la barra y se extienden lentamente hacia afuera a medida que la rodean. Las barras se ven en la mayoría de las galaxias espirales y se cree que se forman a partir de inestabilidades gravitacionales en el denso disco de una galaxia. A su vez, la acción de agitación de la barra central giratoria puede dar lugar a brazos espirales. (Otros procesos, como las inestabilidades asociadas con grandes concentraciones de masa dentro de un disco o perturbaciones gravitacionales de galaxias cercanas, también pueden conducir a los brazos). Los brazos espirales tienden a brillar con luz azul, que proviene de gigantescos viveros estelares donde se forman estrellas masivas. M101, el otro partido potencial de la Vía Láctea, se conoce como la galaxia del molinete; Aunque carece de la barra brillante de NGC 1300, cuenta con más brazos espirales.

Un nuevo mapa de la Vía Láctea 1
Al igual que la Vía Láctea, la galaxia cercana NGC 1300 es una espiral barrada de estrellas que se extiende a lo largo de más de 100,000 años luz. Pero nuestro vecino celestial no es una imagen exacta del espejo: los estudios indican que la Vía Láctea tiene cuatro brazos espirales principales en lugar de dos. Crédito: NASA, ESA y Hubble Heritage Team (STScI / AURA)

Los astrónomos han pensado durante mucho tiempo que la Vía Láctea tiene características de ambas galaxias. Probablemente tiene una barra significativa como se ve en NGC 1300, así como múltiples brazos espirales como en M101. Más allá de estas conclusiones básicas hay un debate considerable. Las observaciones infrarrojas realizadas hace más de una década con el telescopio espacial Spitzer han sugerido que la galaxia podría tener solo dos brazos espirales. Pero las observaciones de longitud de onda de radio de hidrógeno atómico y monóxido de carbono, que se concentran en los brazos espirales de otras galaxias, indican que la Vía Láctea tiene cuatro brazos. Además, los astrónomos han debatido qué tan lejos está el sol del centro de la galaxia y qué tan alto se encuentra sobre el plano medio de la Vía Láctea, el plano central del disco.

Hace casi 70 años, los científicos calcularon las distancias a algunas estrellas azules luminosas cercanas. Al trazar estos puntos en un mapa se revelaron segmentos de tres brazos espirales cercanos, que llamamos los brazos Sagitario, Local y Perseo. Casi al mismo tiempo, comenzando en la década de 1950, los radioastrónomos observaron el gas de hidrógeno atómico, que libera una firma de luz indicadora a una longitud de onda de 21 centímetros. Cuando este gas se mueve en relación con la Tierra, la frecuencia de esta firma atómica de hidrógeno cambia debido al fenómeno Doppler, lo que permite a los astrónomos medir la velocidad del gas para proporcionar pistas sobre su ubicación en la galaxia. Utilizando tales mediciones, los cartógrafos galácticos emplean un conveniente sistema de coordenadas para nuestra Vía Láctea vista desde el sol: por analogía con la longitud y latitud de la Tierra, la longitud galáctica (l) es cero hacia el centro galáctico y aumenta a lo largo del plano “ecuatorial” de la Vía Láctea visto desde el hemisferio norte; latitud galácticasi) denota el ángulo perpendicular al plano. Las llamadas gráficas de velocidad de longitud de firmas de luz de 21 centímetros del gas de hidrógeno (y luego del monóxido de carbono) revelaron arcos continuos de emisión que muy probablemente tracen brazos espirales. Sin embargo, este método de mapeo está plagado de ambigüedades y carece de la precisión necesaria para revelar claramente la estructura espiral de la galaxia.

Una nueva vista

Una razón por la que sabemos tan poco sobre la Vía Láctea es que la galaxia contiene una enorme cantidad de polvo. El polvo absorbe la luz óptica de manera eficiente, por lo que a lo largo de la mayoría de las líneas de visión a través del disco, no podemos ver muy lejos: el polvo está bloqueando la vista. Otra razón es la inmensidad que adormece la Vía Láctea. La luz de las estrellas del otro lado de la galaxia tarda más de 50,000 años en llegar a la Tierra. Tales distancias hacen que sea difícil incluso determinar qué estrellas están cerca y cuáles están lejos.

Los nuevos telescopios que operan a longitudes de onda ópticas en el espacio y a longitudes de onda de radio en todo el mundo ahora están dando grandes pasos para responder nuestras preguntas sobre la Vía Láctea. La misión Gaia, lanzada en 2013, busca medir distancias a más de mil millones de estrellas en la galaxia y sin duda revolucionará nuestra comprensión de las diferentes poblaciones estelares involucradas en la formación de la Vía Láctea. Pero debido a que utiliza luz óptica, que es absorbida por los granos de polvo interestelar, Gaia no puede explorar libremente brazos espirales distantes. En contraste, las ondas de radio pasan fácilmente a través del polvo y nos permiten explorar todo el disco y mapear su estructura.

La tabla de regiones de formación estelar de la Vía Láctea se combina con un esquema de medición de paralaje trigonométrico y la mejor vista panorámica de la estructura de nuestra galaxia jamás ensamblada
Crédito: Xing-Wu Zheng y Mark J. Reid, Bar and Spiral Structure Legacy Survey (BeSSeL) Survey (VLBA Key Science Project), Universidad de Nanjing y Centro de Astrofísica | Harvard y Smithsonian (Cuadro e ilustración de la Vía Láctea); Elena Hartleydiagrama de paralaje)

Dos proyectos importantes que ahora cartografían la Vía Láctea utilizan una técnica en radioastronomía llamada interferometría de línea de base muy larga (VLBI). El proyecto VERA (VLBI Exploration of Radio Astrometry) opera cuatro radiotelescopios que abarcan el territorio japonés desde el norte del país (Mizusawa) hasta las islas más al sur (Ishigaki) y más al este (Ogasawara). Y BeSSeL Survey utiliza la matriz de línea de base muy larga, que incluye 10 telescopios y abarca gran parte del hemisferio occidental, desde Hawai hasta Nueva Inglaterra y St. Croix en las Islas Vírgenes de los EE. UU. Debido a que sus telescopios están separados por casi el diámetro de la Tierra, estos conjuntos pueden alcanzar una resolución angular que supera con creces la de cualquier otro telescopio actual en cualquier longitud de onda. Los investigadores deben observar simultáneamente con todos los telescopios y sincronizar los datos registrados en discos de computadora en cada sitio con los mejores relojes atómicos. Luego envían los datos grabados a una computadora especial que correlaciona las señales entre los telescopios. Después de algunas calibraciones, el resultado es una imagen digital de lo que veríamos si nuestros ojos fueran sensibles a las ondas de radio y estuvieran separados por casi todo el ancho del planeta. Dichas imágenes representan una increíble resolución angular de más de 0.001 segundos de arco (hay 3.600 segundos de arco en un grado, y la esfera celeste completa es de 360 ​​grados). En comparación, el ojo humano puede resolver estructuras separadas en el mejor de los casos por aproximadamente 40 segundos de arco, e incluso el telescopio espacial Hubble puede lograr una resolución de solo aproximadamente 0.04 segundos de arco.

Con VLBI, podemos medir la posición de una estrella radio-brillante en relación con los quásares de fondo (agujeros negros activos brillantes en los centros de galaxias distantes) con una precisión cercana a 0.00001 segundo de arco. Hacer esta comparación nos permite examinar distancias muy grandes observando el efecto de paralaje, por el cual un objeto cercano visto contra un fondo distante aparecerá en diferentes posiciones cuando se ve desde diferentes puntos de vista. Puede simular este efecto mirando su pulgar a la longitud del brazo y cerrando alternativamente su ojo izquierdo y su ojo derecho. Nuestros ojos están separados por varios centímetros, por lo que un pulgar a la longitud de un brazo parecerá moverse en un ángulo de aproximadamente seis grados cuando se ve a través de un ojo y luego el otro. Si se conoce la separación de los puntos estratégicos y los cambios angulares observados, es fácil calcular la distancia. Este es el mismo principio que usan los topógrafos para mapear ciudades.

Idealmente, para mapear la estructura en espiral, los astrónomos deben observar estrellas masivas jóvenes. Estas estrellas de corta duración a menudo se asocian con episodios intensos de formación estelar dentro de los brazos espirales y son tan calientes que ionizan el gas a su alrededor, lo que hace que brille con luz azul y crea una baliza de rastreo de brazo espiral visible a través del cosmos. Pero atrapados dentro del disco polvoriento de la Vía Láctea, no podemos observar fácilmente tales estrellas en toda nuestra galaxia. Afortunadamente, las moléculas de agua y alcohol metílico a las afueras de las regiones ionizadas por estas estrellas calientes pueden ser fuentes de radio muy brillantes porque emiten una emisión “maser” natural que apenas es atenuada por el polvo galáctico. La palabra “maser” es un acrónimo de “amplificación de microondas por emisión estimulada de radiación”, y esta radiación es el análogo de radio de un láser de luz óptica. En entornos astrofísicos, la emisión maser proviene de nubes de gas a escala del sistema solar cuya masa es comparable a la de Júpiter. Lo que vemos en las imágenes de radio son “puntos” extremadamente brillantes que son objetivos casi ideales para las mediciones de paralaje.

El gráfico compara los ángulos minúsculos de paralaje logrados con Hubble (0.04 segundos de arco) y la técnica de interferometría de línea de base muy larga (0.001 segundos de arco)
Crédito: Elena Hartley

La imagen actualizada

Entre el BeSSeL Survey y el proyecto VERA, los astrónomos han acumulado alrededor de 200 mediciones de distancia basadas en paralaje para jóvenes estrellas calientes en grandes regiones de la Vía Láctea. Estos datos, que nos dan una buena cobertura de aproximadamente un tercio de la Vía Láctea, revelan cuatro brazos que son continuos a grandes distancias.

El mapa también muestra que el sol está muy cerca de una quinta característica llamada brazo local, que parece ser un fragmento aislado de un brazo espiral. Anteriormente, este fragmento se había llamado Orión o espolón local, lo que sugiere una estructura menor similar a los apéndices más pequeños vistos ramificándose de los brazos espirales en otras galaxias. Sin embargo, esta interpretación de “estímulo” es probablemente incorrecta. En nuestros datos, este fragmento parece ser un segmento huérfano de un brazo que envuelve menos de una cuarta parte de la Vía Láctea. Sin embargo, en su corta longitud, tiene cantidades de formación estelar masiva comparables a lo que vemos en una longitud similar del brazo cercano de Perseo. Curiosamente, algunos astrónomos han pensado que el brazo de Perseo es uno de los dos brazos dominantes (el otro es el brazo Scutum-Centaurus – Outer-Scutum-Centaurus) en la Vía Láctea. Sin embargo, encontramos que la formación masiva de estrellas disminuye significativamente a medida que el brazo se aleja hacia adentro del sol, lo que sugiere que no parecería un brazo muy prominente para un observador externo.

Al usar las ubicaciones tridimensionales de nuestras estrellas jóvenes masivas y modelar los movimientos medidos, podemos estimar valores para parámetros fundamentales de la Vía Láctea. Descubrimos que la distancia desde el sol hasta el centro de la galaxia es de 8.150 + 150 parsecs (o 26.600 años luz). Esto es más pequeño que el valor de 8.500 parsecs recomendados hace décadas por la Unión Astronómica Internacional. Además, encontramos que la Vía Láctea gira a 236 kilómetros por segundo, que es aproximadamente ocho veces la velocidad a la que la Tierra orbita alrededor del sol. En base a estos valores de parámetros, encontramos que el sol rodea la Vía Láctea cada 212 millones de años. Para poner esto en perspectiva, la última vez que nuestro sistema solar estuvo en esta parte de la Vía Láctea, los dinosaurios deambularon por el planeta.

La parte del interior de nuestra galaxia a nuestro sol tiene una forma plana muy delgada y casi plana. Aunque esto se conoce desde hace mucho tiempo, la ubicación del sol en relación con este avión ha sido controvertida. Recientemente, los astrónomos se establecieron en un valor de 25 parsecs (82 años luz) por encima del avión, pero nuestros resultados están totalmente en desacuerdo con esta estimación. Al ajustar un avión a través de las ubicaciones de estrellas masivas para las cuales tenemos distancias precisas, determinamos que el sol está solo a unos seis parsecs (20 años luz) sobre ese plano. Esta distancia es solo el 0.07 por ciento de la distancia del sol desde el centro del avión, lo que significa que está extremadamente cerca del plano medio. También confirmamos observaciones anteriores de que más allá, en la Vía Láctea, el avión comienza a deformarse hacia arriba en su lado norte y hacia abajo en su lado sur, un poco como una papa frita.

Al describir sus observaciones, los astrónomos dividen la Vía Láctea en cuadrantes, con nuestro sol en el centro. Usando esa convención, hemos trazado brazos espirales en los primeros tres cuadrantes. Para completar el mapa en el cuarto cuadrante, necesitamos observaciones del hemisferio sur. Estos se están planificando y se obtendrán con telescopios en Australia y Nueva Zelanda. Mientras esperamos esos resultados, podemos extrapolar los brazos conocidos al cuarto cuadrante mediante el uso de información auxiliar de observaciones de hidrógeno atómico y monóxido de carbono molecular. La arquitectura revelada por estas observaciones coincide con estructuras previamente teorizadas llamadas los brazos Norma-Outer, Scutum-Centaurus – Outer-Scutum-Centaurus, Sagittarius-Carina y Perseus. Sin embargo, advertimos que solo tenemos una medición de distancia a una región de formación estelar mucho más allá del centro galáctico. La ubicación medida de esta región, junto con su posición en las tramas galácticas de velocidad de emisión de monóxido de carbono, nos da cierta confianza en cómo conectamos los brazos en el lado más alejado del centro galáctico. Sin embargo, necesitaremos más mediciones de este tipo para estar seguros de nuestro modelo.

Ahora tenemos una imagen más clara de nuestro vecindario cósmico. Parece que vivimos en una galaxia espiral de cuatro brazos con una barra central brillante y un grado razonable de simetría. Nuestro sol está ubicado casi exactamente en su plano medio, pero lejos del centro, a unos dos tercios de la salida. Además de los brazos que envuelven aproximadamente todo el camino, la Vía Láctea tiene al menos un segmento de brazo adicional (el brazo Local) y probablemente tiene numerosas espuelas. Estas características hacen que nuestra galaxia parezca bastante normal, pero ciertamente no es típica. Alrededor de dos tercios de las galaxias espirales exhiben barras, por lo que la Vía Láctea es la mayoría. Sin embargo, su posesión de cuatro brazos espirales claramente definidos y bastante simétricos hace que se destaque de la mayoría de las otras galaxias espirales, que tienen menos brazos desordenados.

Más misterios

Aunque tenemos algunas respuestas nuevas, también nos quedan preguntas importantes. Los astrónomos todavía están debatiendo activamente cómo surgen los brazos espirales en primer lugar. Dos teorías rivales son que las inestabilidades gravitacionales en la escala de toda la galaxia forman patrones de ondas espirales de larga duración o que las inestabilidades a menor escala se estiran y amplifican con el tiempo en segmentos de brazos que luego se unen para formar brazos largos. En la primera teoría, los brazos espirales pueden durar muchos miles de millones de años, mientras que en la última teoría, los brazos tienen una vida más corta y surgen nuevas muchas veces durante la vida de una galaxia.

También es difícil establecer una edad para la Vía Láctea porque no tiene una fecha de nacimiento clara. El pensamiento actual es que gradualmente se fusionó durante eones a medida que muchas protogalaxias más pequeñas que se habían formado anteriormente en la historia del universo colisionaron y se fusionaron. La Vía Láctea probablemente habría sido reconocible como una gran galaxia hace unos cinco mil millones de años, pero podría haber tenido un aspecto bastante diferente, ya que las fusiones mayores probablemente habrían revuelto cualquier estructura espiral existente.

Mejorar nuestra última imagen de la Vía Láctea requerirá muchas más observaciones y será facilitado por la próxima generación de conjuntos de radiotelescopios capaces de VLBI. Estas matrices se están planificando ahora e incluyen la matriz de kilómetros cuadrados en África y la matriz muy grande de próxima generación en América del Norte. Ambos son conjuntos gigantes de radiotelescopios proyectados para abarcar sus continentes, y podrían estar en pleno funcionamiento a fines de esta década. Al aumentar considerablemente el área de recolección del telescopio en comparación con la de las matrices actuales, permitirán la detección de emisiones de radio mucho más débiles de las estrellas y, por lo tanto, verán más lejos a través de la Vía Láctea. En última instancia, esperamos rastrear definitivamente la arquitectura a gran escala de nuestra galaxia para confirmar o rechazar las teorías rivales de cómo surgió su gran estructura en espiral.

Fuente

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