¿Como se sabe la forma de la Vía Lactea?

Pareciera que es una pregunta tonta…. se sabe porque se ve…. o no?

La Vía Láctea tal como se ve desde la Tierra. Es imposible saber su forma real con una sola imagen.

La realidad es que no. Es sumamente difícil saber su forma real. Solo se ve desde nuestro planeta una faja luminosa que recorre el cielo completamente…. pero eso no aclara demasiado.

Para entender por que es difícil saberlo, me gusta la siguiente comparación:

Debes pensar que te encuentras en una habitación de una casa, de la que no puedes salir, y estas viendo por la ventana otras casas. Las otras, al verlas completas, es muy fácil saber su forma. En cambio en tu casa, solo ves la forma de la habitación.

Es casi imposible saber la forma de la casa completa sin moverte.

Y para empeorar las cosas, en el caso de nuestra “casa espacial”, la Vía Láctea, hay nubes oscuras en el espacio interestelar, que hacen que no sea fácil ver muy lejos.

En cambio la forma de las otras galaxias, con un solo golpe de vista, puede saberse sin dificultad.

Tal vez te sirva leer antes sobre las formas de las galaxias.

Los primeros pasos

En 1781, el injustamente desconocido popularmente William Herschel, además de descubrir el planeta Urano, realizo los primeros mapas estadísticos del cielo.

El “simplemente” hizo recuentos de estrellas en todo el cielo que le era accesible, aun desconociendo sus distancias. Consideró que las estrellas mas o menos tendrían el mismo brillo real, y por lo tanto, donde hubiera estrellas mas débiles, estaría mirando estrellas mas lejanas.

via lactea herschel1
El primer mapa de Herschel.

Obviamente, cuando observaba cerca de la Vía Láctea, había mas estrellas, por lo que pudo construir un mapa con la forma que él consideraba que tenia el sistema estelar al que pertenecemos. Puedes ver en el enlace un detalle del estudio, en ingles.

En ese momento, se dio cuenta que estábamos en un sistema achatado, con el Sol cercano al centro (pero no en el centro!).

Aun en 1922, Kapteyn, usando el mismo método, pero con una técnica mucha mas sofisticada, llego al mismo modelo.

En este modelo mejorado, la cruz roja es la posición del centro de la galaxia, y el pequeño circulo amarillo la posición del Sol. Nota que 15 kpc son aproximadamente 50 mil años-luz. Es menos de la mitad de su tamaño real. No es que Kapteyn no supiera hacer su trabajo, sino que no tuvo en cuenta las nubes oscurecedoras entre las estrellas. Nadie sabia aun de su efecto.

Posteriormente, al tener en cuenta que la Vía Láctea tenia polvo oscurecedor, que no permitía ver muy lejos, las cosas cambiaron bastante…..

Shapley y los cúmulos globulares

El primer indicio de que estamos lejos del centro, vino a principios de 1900, cuando Shapley, hizo los primeros mapas de las posiciones de los cúmulos globulares.

En 1908 Henrrieta Leavitt había determinado que con  la variación de brillo de estrellas variables como las RR lyrae, se podía deducir su distancia, y como la gran mayoría de las RR Lyr estaban contenidas en los globulares….. fue posible medir sus distancias.

Distribución de los cúmulos globulares (círculos blancos) de “costado”. El punto amarillo es el Sol. Las “X” roja, el centro de la galaxia.

Shapley aprovechó esta nueva información, para trazar el primer mapa, dibujando tridimensionalmente las posiciones de los globulares, y noto que estaban distribuidos de una manera mas o menos esférica, pero no alrededor del Sol, sino alrededor de un punto situado hacia la constelación de Sagitario.

Allí si quedo en claro que estábamos lejos del centro.

¿Porque Kapteyn casi en la misma época no pudo reconocer la realidad?

Es sencillo. El método por él utilizado, miraba en el plano de nuestra galaxia, donde existe gas y polvo interestelar, que absorben la luz de las estrellas. Solo alcanzaba a ver las cosas mas cercanas.
En cambio el método de Shapley, usa los cúmulos globulares, cuya característica es estar lejos del plano de la Vía Láctea. Allí el polvo no afecta. De hecho es fácil ver cúmulos “del otro lado” del centro.

Brazos espirales

Cuando pudieron medirse después de 1950 las distancias con cierta precisión de varios astros, como cúmulos abiertos y nebulosas, fue posible empezar a delinear los brazos espirales cercanos, ya que los abiertos y nebulosas permanecen en los brazos.

Los cúmulos abiertos (círculos). Hacia abajo, es la dirección del centro de la galaxia. Fíjate como se comienzan a dibujar los brazos espirales.  1 Kpc = 3300 años-luz.

La principal dificultad para ver mas en detalle la forma de la Vía Láctea completa, es el polvo interestelar.

Sacando el polvo del camino

Para medirla completa, fue necesario que la tecnología llegara a desarrollar los radiotelescopios.

¿Motivo? Las ondas de radio traspasan el polvo interestelar como si allí no estuviera. Cuando mas larga es la longitud de onda de la luz usada, mas facilmente traspasa zonas de nuestra galaxia.

Se descubrió que la luz infrarroja podría traspasar bastante las nubes, pero no hasta el punto de poder llegar a ver el centro.

Ya se había detectado que en otras galaxias, que había hidrógeno neutro en los brazos espirales. El hidrógeno neutro o HI, emite una radiación característica de 21cm de longitud de onda.

Cuando los radiotelescopios empezaron a ver el cielo en esa luz, observaron el HI de toda la galaxia, en una mescolanza de nubes de HI superpuestas.

Primer mapa en 21 cm. de toda la galaxia. En punto azul es el centro de la galaxia, arriba, la flecha amarilla marca la posición del Sol.

El radiotelescopio tiene la capacidad de medir velocidades de alejamiento o acercamiento por efecto Doppler. Como cada nube de HI en su brazo espiral se movía a diferentes velocidades, fue posible separarlas, y con los modelos de rotación de la galaxia, dibujar en la década del 60, el primer mapa completo de la Vía Láctea.

nubes radioastronomia
Esta es la manera en que un radiotelescopio puede separar nebulosas frías por efecto Doppler. Las ondas de radio traspasan toda la galaxia, así que cuando el radiotelescopio mira una zona del cielo, esta viendo la superposición de nubes cercanas y lejanas. El el ejemplo 1, una nebulosa “b” produce una señal. En el caso 2, pasa lo mismo con la nube “a”. Ambas nubes no se alejan ni se acercan a nosotros, por lo que no muestran efecto Doppler. En el caso 3, mas real, las nebulosas están una tras otra, y como tienen las mismas velocidades, no se pueden separar. Pero en 4, la nube “a” se acerca y ka “b” se acerca. Cuando se la ve con el radiotelescopio, dibujan las dos nebulosas por separado, y es posible analizarlas. Con modelos de rotación de la galaxia, se dibujó el mapa anterior. Y también se ve porque del otro lado del centro en el mapa anterior, no se puede dibujar nada. Todas las nubes van “de costado” y no pueden separarse.

Es complejo el armado de los mapas, porque no es como un telescopio común que una foto arma ya una imagen. Recibe radiaciones del espacio con las cuales se reconstruye la imagen.

Mucho después, casi a finales del siglo XX, por medio de mediciones cada vez mas precisas de los movimientos de las estrellas individuales a distancias enormes, fue posible reconocer que nuestra “isla” tiene una estructura de barra en el núcleo.

Modelo moderno de la Vía Láctea, con los nombres de los brazos mas conocidos.

Así que ciertamente la pregunta inicial no es nada tonta. Llegar a la forma exacta de nuestra galaxia implicó para la humanidad tener conocimientos astrofísicos profundos del funcionamiento del cosmos.

El que sigue es un video de 8 minutos de la serie Cosmos, de Carl Sagan, donde se ven varios de los objetos descritos. Nota que en el momento que se hizo el video, todavía no se sabia que tenia una barra en la zona del núcleo.