| Vía Láctea |
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| Tipo | Sb, Sbc, galaxia espiral |
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| Diámetro | 100-180 kal |
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| Número de estrellas | 100-400 miles de millones |
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| Edad de la estrella más vieja | 13,7 miles de millones de años |
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| Masa | 0,8-1,5 × 1012Msol |
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| Distancia desde el Sol al centro galáctico | 25,77 ± 0,98 kal |
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| Velocidad del Sol | 239 ± 9 km/s |
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| Velocidad de escape según la posición del Sol | 550 km/s |
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| Metalicidad | 0,02 |
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| Velocidad de escape | ~ 550 km/s |
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| Distancia del Sol al centro galáctico | 7900 ± 300 pc |
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| Distancia del Sol al plano galáctico | 8 - 14 pc |
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| Coordenadas del polo norte galáctico | 12 h 51 m 26 s y 27° 07′ 42″ |
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| Magnitud absoluta | –20,9 |
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| Módulo de distancia | 14,51 |
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| Masa del disco | 6 × 1010 Msol |
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| Diámetro del disco | 23 - 30 kpc |
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| Periodo de rotación del Sola la galaxia | 203 Ma |
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| Velocidad de traslación | 220 km/s |
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La
galaxia de la Vía Láctea, o simplemente la
Vía Láctea, es una
galaxia espiral donde se encuentra el
sistema solar y a su vez se encuentra la
Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 10
12 masas solares y es una
espiral barrada. Su diámetro medio se estima en unos 100 000
años luz, equivalentes a casi un trillón y medio (
1,42×1018) de kilómetros o 9480 millones de
unidades astronómicas. En mayo de 2018, un equipo de investigadores del Instituto Astrofísico de Canarias y el National Astronomical Observatories de Pekín (NAOC
) publican
1 nuevas observaciones que amplían el diámetro hasta 200.000 años luz. Se calcula que contiene entre 200 000 y 400 000 millones de
estrellas. La distancia desde el
Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 25 766 años luz (7900
pc), es decir, el 52 % del radio total galáctico. La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado
Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la
galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva, como muestra un estudio reciente).
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El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en
latín significa
camino de leche. Esa es, en efecto, la apariencia de la tenue banda de luz que atraviesa el firmamento terrestre, y así lo afirma la
mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa
Hera (
Juno para los romanos).
Rubens representa la leyenda en su obra
El nacimiento de la Vía Láctea. Sin embargo, ya en la
Antigua Grecia, el astrónomo
Demócrito (
460 a. C.-370 a. C.) sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas demasiado tenues individualmente como para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no tuvo respaldo hasta 1609 cuando el astrónomo
italiano Galileo Galilei hace uso del
telescopio y constata que Demócrito estaba en lo cierto, ya que a donde quiera que mirase, aquel se encontraba lleno de estrellas.
Históricamente, las galaxias se han clasificado de acuerdo a su forma aparente (morfología visual). Una forma común es la galaxia elíptica que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares y son, normalmente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas, que pueden provocar la
fusión de galaxias, pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tenemos las galaxias pequeñas, que carecen de una estructura coherente y también se las llama galaxias irregulares.
Según estudios publicados en 2016, se estima que existen al menos 2 billones de galaxias (dos millones de millones) en el universo observable, esto es, diez veces más de lo que se creía anteriormente.
2 La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil
parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El
espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas cuya densidad media no supera un
átomo por metro cúbico.
[cita requerida] Muchas de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.
Se especula que la materia oscura constituye el 90 % de la masa en la mayoría de las galaxias. Sin embargo, la naturaleza de este componente no está demostrada, y de momento aparece solo como un recurso teórico para sustentar la estabilidad observada en las galaxias. La materia oscura fue propuesta inicialmente en 1933 por el astrónomo suizo
Fritz Zwicky, pues la rotación observada en las galaxias indicaba la presencia de una gran cantidad de materia que no emitía luz. Sin embargo, existen muchas otras galaxias además de la nuestra. ¡Son tantas que aún no hemos podido contarlas a todas! El Telescopio Espacial Hubble observó una pequeña porción del espacio durante 12 días y descubrió 10,000 galaxias, de todo los tamaños, formas y colores.
Algunas galaxias tienen forma de espiral como la nuestra. Tienen brazos curvados que hacen que parezcan molinetes. Otras galaxias son lisas y tienen forma de óvalo. Se las denomina galaxias elípticas. También existen galaxias que no tienen forma ni de espiral ni de óvalo. Son de forma irregular y parecen manchas. La luz que nosotros vemos de cada una de estas galaxias proviene de las estrellas en su interior.
A veces las galaxias se acercan demasiado y se chocan entre sí. La Vía Láctea algún día colisionará con Andrómeda, su vecino galáctico más cercano. Este evento tendrá lugar dentro de cinco mil millones de años. Las galaxias son tan grandes y están tan expandidas en los extremos que, aunque se choquen entre sí, los planetas y los sistemas solares a menudo no llegan a colisionar.
En 1610,
Galileo Galilei usó un
telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno llamada
Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas.
3 En el año 1755,
Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado
Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, basado en un trabajo previo de
Thomas Wright. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior, de características similares a las de los
sistemas planetarios, sensiblemente plana, de forma
elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma
mecánica celeste. También supuso que, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella.
4 Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor otras estrellas, y que debían existir otras «Vías Lácteas» separadas a distancias de eun d
orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias o universos isla teóricos serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de
nebulosas, que
Pierre Louis Maupertuis describió como «pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil que cualquier otra que conozcamos en el cielo».
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Hacia el final del siglo XVIII las galaxias no habían sido descubiertas.
Charles Messier compiló un catálogo (
catálogo Messier) que contenía 103
objetos astronómicos que él denominó «nebulosas y cúmulos de estrellas», seguido más tarde por el catálogo elaborado por
William Herschel, con hasta 2.514 nuevos «objetos de espacio profundo». En 1845,
Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y que le permitió distinguir las «nebulosas» elípticas de las circulares. Este telescopio permite ver de manera parcial para poder distinguir en algunas de estas «nebulosas» fuentes puntuales individuales de luz, confirmando de manera parcial las anteriores conjeturas de Kant.
En 1917, Hebert Curtis había observado la
nova S Andrómeda, en la «nebulosa» de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos, encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran 10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestra galaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichas novas se debían encontrar a una distancia de 150.000 parsecs. Hebert se convirtió en un célebre defensor de la hipótesis de «universos isla», que sostenía que las «nebulosas espirales» eran realmente galaxias independientes.
En 1920 ocurrió el gran debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis en torno a la naturaleza de nuestra galaxia, las «nebulosas espirales» y la dimensión del universo. Para defender la afirmación de que M31 era una galaxia externa, Curtis argumentaba que las líneas obscuras observadas en dicha «nebulosa» eran similares a las nubes de polvo que se observan en la nuestra, Vol.
5 (1925). Usar un nuevo telescopio le permitió a
Edwin Hubble resolver las partes exteriores de algunas «nebulosas espirales» como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudo identificar en esas estrellas algunas
variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas «nebulosas»: estaban demasiado alejadas para ser parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias que todavía es usado en nuestros días: la
secuencia de Hubble.
El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado a cabo por William Herschel en 1785, contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920
Kapteyn, usando un refinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15 kiloparsecs de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de cúmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diámetro aproximado de 70 kiloparsecs y con un Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuenta la absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico.
Robert Julius Trumpler tomó en cuenta estos efectos en
1930, estudiando
cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs.
Velocidad de rotación: A observada, B predicha.
En 1944 Hendrick van de Hulst predijo que, debido a la presencia de hidrógeno interestelar, podría detectarse la emisión de microondas de 21 cm de longitud por parte de este gas. Esta radiación, detectada en 1951, ha permitido realizar mejoras en el estudio de la dinámica de galaxias, en tanto que no es bloqueada por la presencia de polvo. El
efecto Doppler puede usarse para estudiar el movimiento de este gas en la galaxia. Con la mejora de los radiotelescopios se han podido trazar nubes de gas de hidrógeno en otras galaxias.
En 1970,
Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de este y otros estudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente para sostener la velocidad de rotación la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materia obscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades de rotación observadas.
A partir de 1990, con el
telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente.
Nuestra galaxia, la
Vía Láctea, pertenece a un
Grupo Local de unas cuarenta y seis galaxias dominadas por la Vía Láctea y la
Galaxia de Andrómeda. Este
cúmulo se encuentra en el límite de un «súper conglomerado» que comprende casi cinco mil galaxias. El
súper cúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas y suaves.
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