Vía Láctea

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Este é un dos 1000 artigos que toda Wikipedia debería ter.
Recreación artística da Vía Láctea.
Estrutura da Vía Láctea.
Diagrama da estrutura galáctica.
Vía Láctea.

A Vía Láctea é a galaxia na que está o sistema solar, e por tanto o planeta Terra. Segundo as observacións posúe unha masa de 1012 masas solares e é, moi posiblemente, unha espiral barrada. Cun diámetro medio duns 100.000 anos luz calcúlase que contén uns 100.000 millóns de estrelas. A distancia dende o Sol ao centro da galaxia é duns 27.700 anos luz (8,5 kpc).

O nome de Vía Láctea provén do latín e significa camiño de leite. Foi denominada así pola aparencia de banda leitosa de luz tenue que atravesa o ceo nocturno de lado a lado. Esta banda non é máis que a luz emitida polo conxunto de estrelas que forman disco galáctico. En Galiza e noutros lugares de Europa occidental coñécese tamén polo nome de Camiño de Santiago.

A Vía Láctea forma parte dun conxunto dunhas corenta galaxias, chamado Grupo Local. Debido ás curvas de rotación que presenta crese que gran parte da masa da Vía Láctea é materia escura.

A galaxia divídese en tres partes ben diferenciadas: halo, disco e bulbo.

Halo[editar | editar a fonte]

O halo é unha estrutura esferoidal que envolve a galaxia, tal e como se ve no diagrama anterior. No halo a densidade de estrelas é moi baixa e apenas se ten nubes de gas polo que carece de rexións con formación estelar. En cambio é no halo onde se atopan a maioría de cúmulos globulares. Estas formacións antigas son reliquias da formación galáctica. Estas agrupación de estrelas debéronse formar cando a galaxia era, aínda, unha gran nube de gas que colapsaba e se ía aplanando cada vez máis. Outra característica do halo é a presenza de gran cantidade de materia escura. A súa existencia deduciuse a partir de anomalías na rotación galáctica. Os obxectos contidos no halo rotan cunha compoñente perpendicular ao plano moi forte cruzando en moitos casos o disco galáctico. De feito, é posible atopar estrelas ou outros corpos do halo no disco. A súa procedencia delátase cando se analiza a súa velocidade e traxectoria así como a súa metalicidade. E é que os corpos do halo presentan unha compoñente perpendicular ao plano moi acusada ademais de ser corpos formados antes cós do disco. Tamén é moi probable que unha estrela de poboación II (pobre en metais) pertenza ao halo, pois estas son máis antigas cás de poboación I (ricas en metais).

Disco[editar | editar a fonte]

O disco componse, principalmente, por estrelas novas, de poboación I. É a parte da galaxia que máis gas contén e é nel onde aínda se dan procesos de formación estelar. O máis característico do disco son os brazos espirais. Estas formacións son rexións densas onde se compacta o gas e, xa que logo, dáse a formación de estrelas. Os brazos son, en realidade, ondas de densidade que se desprazan independentemente das estrelas contidas na galaxia. O brillo dos brazos é maior có resto das zonas porque é alí onde se atopan as estrelas xigantes azuis. Estas estrelas de curta vida nacen e morren no brazo espiral converténdose así en excelentes marcadores da súa posición. Outros trazadores dos brazos espirais son as rexións HII (nubes de hidróxeno ionizado). Estas nubes reemiten a enerxía captada facéndose visibles. Son altamente enerxéticas pois foron ionizadas polas potentes xigantes azuis que varren extensas áreas cos seus ventos estelares. As estrelas de vida máis longa sairán e entrarán repetidas veces nos diferentes brazos espirais da galaxia.

Así como a galaxia se compón de dúas partes segundo o seu grosor (halo e disco), o disco tamén se divide en dúas partes: Disco delgado e disco groso. Crese que o disco groso é o remanente dun segundo proceso de colapso e esmagamento da galaxia. Así como o halo é o remanente do colapso inicial o disco groso seríao dunha segunda fase de colapso.

Bulbo[editar | editar a fonte]

O bulbo ou núcleo galáctico sitúase, como é lóxico, no centro. É a zona da galaxia con maior densidade media de estrelas. Aínda que a nivel local pódense atopar algúns cúmulos globulares con densidades superiores. O bulbo ten unha forma esferoidal achatada e vira como un sólido ríxido. Por outra banda sábese que no noso centro galáctico hai un gran buraco negro dunhas 2,6 millóns de masas solares. A súa detección foi posible a partir da observación dunhas estrelas que viraban ó redor dun punto escuro a velocidades de máis de 1500 km/s.

Formación[editar | editar a fonte]

A Vía Láctea comezou como unha ou varias pequenas sobredensidades na distribución da masa do Universo pouco despois do Big Bang. Algunha desas sobredensidades foron a orixe dos cúmulos globulares nos cales as estrelas máis antigas permaneceron no que hoxe é a Vía Láctea. Esas estrelas e cúmulos agora forman o halo estelar da galaxia. Aos poucos milleiros de millóns de anos do nacemento das primeiras estrelas, a masa da Vía Láctea era o suficientemente grande como para xirar con relativa velocidade. Debido á conservación do momento angular, isto levou a que o medio gasoso interestelar colapsase nunha forma de disco máis ou menos esférica. Polo tanto, posteriores xeracións de estrelas formáronse neste disco espiral. A meirande parte das estrelas máis novas, incluído o Sol, obsérvanse no disco.

Dende que as primeiras estrelas comezaron a formarse, a Vía Láctea medrou a través da fusións de galaxias e da acreción do gas directamente dende o halo galáctico. A Vía Láctea na actualidade atópase nun proceso de extracción de material das súas dúas galaxias satélites máis próximas, a Gran e a Pequena Nube de Magallanes, a través da corrente magallánica. A acreción directa de gas pode observarse en nubes interestelares como a nube de Smith.

Idade[editar | editar a fonte]

As idades das estrelas individuais da Vía Láctea poden estimarse medindo a abundancia de elementos radioactivos de longa vida, como o torio-232 e o uranio-238, e comparar os resultados coas estimacións da súa abundancia orixinal, unha técnica chamada nucleocosmocronoloxía. Estas estimacións dan uns resultados duns 14,0 ± 2.4 Ga para a estrela CS 31082-001 e duns 13,8 ± 4 Ga (Gigaannum) para BD+17° 3248. Cando se forma unha anana branca, comeza a experimentar enfriamento radiante e a temperatura da superficie disminúe constantemente. Medindo as temperaturas da máis fría desas ananas brancas e comparándoas coas temperaturas iniciais previstas pode estimarse unha idade. Con esta técnica, a idade do cúmulo globular M4 estimouse en 12,7 ± 0.7 Ga. Os cúmulos globulares están entre os obxectos máis vellos da Vía Láctea, polo que permiten fixar un límite inferior na idade da galaxia.

En 2007, estimouse a idade dunha estrela do halo galáctico, HE 1523-0901, en 13.200 millóns de anos, ao redor de 500 millóns de anos menos que a idade do Universo. Como o obxecto máis vello coñecido da Vía Láctea nese tempo, esa medida situou un límite inferior na idade da galaxia. Esa estimación foi determinada usando o UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) do Very Large Telescope para medir as forzas relativas das liñas espectrais causadas pola presencia de torio e outros elementos creados polo proceso-r (un proceso de captura neutrónica para elementos radioactivos que se dá en condicións de alta temperatura e alta densidade neutrónica). As forzas das liñas indicaban a presencia de diferentes isótopos elementais, dos cales podía estimarse a idade da estrela usando a nucleocosmocronoloxía. A idade das estrelas no delgado disco galáctico tamén foron estimadas usando a nucleocosmocronoloxía. Coas medidas destas estrelas estimouse que o disco formouse hai uns 8.800 (± 1.700) millóns de anos. Eses datos suxiren que houbo un hiato de case 5.000 millóns de anos entre a formación do halo galáctico e do disco.

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Commons
Commons ten máis contidos multimedia sobre: Vía Láctea

Bibliografía[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]