Vía Láctea

¿Cómo descubrimos la forma de la Vía Láctea?

No existe una fotografía de la Vía Láctea vista desde arriba. El Sistema Solar está dentro del disco galáctico, así que los telescopios siempre observan hacia fuera desde el interior. Por eso, los astrónomos no solo miden la dirección en la que ven las estrellas y el gas, sino también sus distancias y movimientos. Al colocar esas mediciones en un mismo mapa, aparecen una barra alargada en el centro y los brazos espirales que la rodean.

La franja blanquecina del cielo nocturno es nuestra vista del disco de la Vía Láctea desde su interior. Su nombre en inglés, Milky Way, procede de ese aspecto lechoso, como si un camino de leche cruzara el cielo. Cuando miramos de lado a través del disco lleno de estrellas, innumerables luces se superponen para formar esta banda. Pero esa banda no permite saber qué estrellas están delante y cuáles se encuentran decenas de miles de años luz más lejos. El polvo interestelar también oscurece y enrojece las estrellas lejanas, por lo que el centro galáctico y el lado opuesto del disco son especialmente difíciles de ver con luz visible.

• Unos 26 600 años luz Distancia entre el Sol y el centro galáctico calculada en un estudio de 2019
• Unos 200 lugares Regiones donde nacen estrellas masivas cuya distancia se midió directamente por radio
• Más de 33 millones Estrellas de Gaia DR3 cuyas posiciones y velocidades tridimensionales pueden estudiarse juntas
• Dos brazos y cuatro brazos Dos destacan entre las estrellas antiguas y cuatro entre el gas y las estrellas jóvenes

¿Cómo medimos la distancia a las estrellas cercanas?

Saber que una estrella aparece en dirección a Sagitario no da un punto en el mapa, sino una línea que parte del Sol en esa dirección. Hay que averiguar en qué lugar de esa línea está la estrella para convertir la observación en coordenadas de una vista cenital de la Galaxia. Para las estrellas cercanas se usa el paralaje: mientras la Tierra gira alrededor del Sol, la estrella parece desplazarse ligeramente frente al fondo. Cuanto menor es el desplazamiento, más lejos se encuentra.

Gaia observó repetidamente los mismos objetos para medir ese ángulo diminuto y la dirección de su movimiento por el cielo. La publicación DR3 contiene más de 33 millones de estrellas cuyas posiciones y movimientos tridimensionales pueden analizarse a la vez. Los investigadores seleccionaron unas 580 000 estrellas calientes y jóvenes y 988 cúmulos con menos de 100 millones de años para trazar regiones de formación estelar situadas a unos 13 000–16 000 años luz del Sol. No es un mapa que muestre todas las estrellas: utiliza una población joven seleccionada para señalar los brazos espirales.

Que Gaia haya observado unos dos mil millones de objetos no significa que conozcamos con la misma precisión la distancia y el movimiento de todos ellos. La información disponible y su margen de error dependen del brillo y la distancia del objeto, de cuántas estrellas haya a su alrededor y de cuánto polvo oculte la vista. Las observaciones de la nave terminaron en 2025, pero continúa el trabajo de procesar y publicar los datos reunidos.

¿Cómo seguimos el gas oculto tras el polvo?

La emisión de radio de 21 centímetros del hidrógeno frío y la emisión de las moléculas de monóxido de carbono atraviesan el polvo mejor que la luz visible. Al medir cuánto se ha alargado o acortado la longitud de onda, se puede saber si el gas se acerca o se aleja de nosotros. Después se aplica un modelo de rotación galáctica para estimar su distancia y dibujar como posibles brazos espirales las zonas donde el gas se concentra en franjas alargadas.

Sin embargo, una misma velocidad puede corresponder a dos distancias distintas. El gas tampoco sigue siempre círculos perfectos: la gravedad de la barra central y de los brazos espirales puede desviarlo hacia los lados. Las ondas de radio permiten ver gas al otro lado de la Galaxia, pero la distancia calculada a partir de la rotación no siempre tiene una única solución. Por eso hacen falta distancias medidas directamente con otros métodos que sirvan como puntos de referencia.

Las ondas de radio muestran la dirección y la velocidad del gas oculto tras el polvo. El paralaje trigonométrico mide directamente la distancia a las estrellas que nacen junto a ese gas. Solo al combinar ambas mediciones se puede situar un brazo espiral en el mapa.

¿Podemos medir la distancia a regiones de formación estelar muy lejanas?

En las nubes donde nacen estrellas masivas, algunas moléculas pueden emitir ondas de radio muy intensas concentradas cerca de una sola longitud de onda. Una pequeña zona que produce esta emisión se llama máser. Al observar un máser al mismo tiempo con radiotelescopios muy separados, se pueden medir cambios minúsculos de posición. La diferencia aparente cuando la Tierra está a un lado del Sol y cuando está al lado opuesto proporciona un paralaje trigonométrico, con el que se calcula la distancia sin usar un modelo de rotación galáctica.

Para 2019, los equipos de BeSSeL y VERA habían reunido paralajes y movimientos propios de unas 200 regiones de formación de estrellas masivas. Al unir los puntos aparecieron bandas largas asociadas a los brazos de Sagitario–Carina, Perseo, Escudo–Centauro y Exterior, y un modelo con cuatro grandes brazos de gas y formación estelar describió bien los datos. El mismo análisis situó el Sol a 8,15±0,15 kilopársecs, unos 26 600 años luz, del centro galáctico.

Eso no significa que se haya medido sin interrupciones la distancia de todos los brazos. Los máseres solo son brillantes en determinadas regiones de formación estelar, y hay pocos puntos medidos hacia el cielo austral y el lado opuesto de la Galaxia. Los investigadores conectan los puntos separados mediante modelos matemáticos de espirales. Un brazo dibujado de forma continua puede incluir tramos medidos directamente y otros calculados entre las mediciones.

1. Medir la dirección Registrar de qué zona del cielo llega la luz estelar o la emisión de radio.
2. Medir la distancia Usar los paralajes estelares de Gaia y los paralajes de máser para situar la fuente a lo largo de esa dirección.
3. Medir el movimiento Combinar el desplazamiento por el cielo con la velocidad de acercamiento o alejamiento.
4. Comparar distintos trazadores Dibujar por separado estrellas antiguas, estrellas jóvenes, cúmulos, hidrógeno y nubes moleculares.
5. Calcular entre los puntos medidos Obtener las formas de la barra, los brazos y el disco, indicando las zonas no observadas y la incertidumbre.

¿Cómo descubrimos la barra central de la Vía Láctea?

El polvo situado delante del centro galáctico bloquea la luz visible, pero el infrarrojo permite ver muchas más estrellas de la zona central. Los astrónomos seleccionan estrellas del agrupamiento rojo, que tienen brillos reales parecidos, y estiman sus distancias a partir del brillo aparente. Al situarlas en un mapa se observa que las estrellas centrales no forman solo una concentración redonda, sino una estructura alargada e inclinada hacia un lado. Los movimientos de las estrellas y del gas tampoco pueden explicarse únicamente con un disco circular igual en todas las direcciones.

Los modelos actuales que explican a la vez posiciones y movimientos sitúan la barra central con una inclinación de unos 25–30 grados respecto a la línea entre el Sol y el centro galáctico, y la extienden unos 16 000 años luz desde el centro. La órbita de una estrella como S2, cerca del centro, permite comprobar su posición y distancia mediante otro método. Llamamos a la Vía Láctea galaxia espiral barrada porque las observaciones separadas de las estrellas centrales, el gas del disco y los brazos espirales encajan en una sola estructura.

¿La Vía Láctea tiene dos brazos espirales o cuatro?

Los recuentos de estrellas antiguas del disco en las observaciones infrarrojas de Spitzer hacen especialmente visibles los brazos Escudo–Centauro y Perseo. En cambio, el hidrógeno, las nubes moleculares, las estrellas jóvenes y los máseres dibujan cuatro largos brazos de formación estelar. Incluso dentro de una misma galaxia, los lugares con mayor densidad de estrellas antiguas no tienen por qué seguir exactamente las mismas líneas que el gas comprimido donde comienzan a nacer estrellas.

La zona donde está el Sol se representó durante mucho tiempo sobre todo como un corto «espolón de Orión». Los mapas de estrellas jóvenes elaborados con máseres y Gaia muestran ahora el Brazo Local como un tramo largo de al menos unos 26 000 años luz. No existe una frontera oficial entre «brazo» y «espolón». Los nombres dependen de la longitud, de la actividad de formación estelar y de la conexión aparente con otros brazos, por lo que cada estudio puede dibujar un número y unos límites algo distintos.

¿Qué partes del mapa de la Vía Láctea se han medido directamente?

No hace falta salir de la Galaxia para reconocer su barra, su disco y su estructura espiral. Pero ese conocimiento no procede de un solo telescopio ni de una sola imagen. El paralaje estelar llena con detalle el disco cercano; las ondas de radio localizan el gas tras el polvo; los paralajes de máser fijan referencias de distancia en brazos remotos; y el infrarrojo, junto con los movimientos estelares, revela la barra central.

Con nuevos datos pueden cambiar las ideas sobre cómo se conectan los brazos, cuánto mide la barra o si el Brazo Local debe llamarse brazo o espolón. Eso no significa que los mapas anteriores se dibujaran sin pruebas. Si se indica qué estrellas y qué gas se utilizaron, y qué distancias se midieron directamente, se puede distinguir qué partes del mapa están confirmadas y cuáles se calcularon para unirlas.

Fuentes

• The Astrophysical Journal — Trigonometric Parallaxes of High-Mass Star-Forming Regions
• Astronomy & Astrophysics — Gaia DR3: Mapping the Asymmetric Disc of the Milky Way
• Astronomy & Astrophysics — Gaia DR3: Chemical Cartography of the Milky Way
• ESA — Gaia Mission and Data-Release Status
• Research in Astronomy and Astrophysics — The Bar and Spiral Arms in the Milky Way
• Science Advances — The Local Spiral Structure of the Milky Way
• NASA Science — Why the Milky Way Has Its Name