Ya las primeras observaciones telescópicas, las de Galileo en 1610, habían demostrado que esa mancha difusa conocida como Vía Láctea estaba compuesta por un enjambre de innumerables estrellas que, dada su lejanía, se mostraban a simple vista como una mancha difuminada (figura 16.10).

¿Qué era exactamente la Vía Láctea? ¿Es la imagen de todo el Universo? ¿Cuál es su forma y su tamaño? ¿Está el Sol en el centro? Estas eran las preguntas que se hacían los astrónomos en su afán por comprender la estructura general del Cosmos.

A lo largo del siglo XVIII gracias a los cada vez mejores y más potentes instrumentos se habían ido descubriendo diferentes tipos de objetos celestes: estrellas dobles, cúmulos de estrellas y nebulosas. Cualquier objeto que se viera a través del telescopio como una débil mancha borrosa era catalogado como nebulosa. Las había de diversas formas, unas (como la Gran Nebulosa de Orión) con auténtico aspecto de nube, deshilachada; otras redondeadas como M 13 en Hércules, M 20 (la nebulosa Trífida en Sagitario) o M 87 en Virgo, otras alargadas (como la Gran nebulosa de Andrómeda), pero había un número considerable de ellas que mostraban una clara disposición espiral (por ejemplo M 51 y M 101 visibles en las cercanías de la estrella Alkaid, el extremo de la “cola” de la Osa Mayor).

Pronto se vio que algunas de las “nebulosas” circulares eran en realidad aglomeraciones de estrellas densamente empaquetas, lo que ahora conocemos como cúmulos cerrados o globulares. Pero para las demás no se tenían las ideas claras: ¿eran auténticas nubes, similares a las de la atmósfera terrestre, que es lo que parecían? ¿O bien consistían en conjuntos de millones de estrellas que se nos mostraban como manchas borrosas por su lejanía?

No se había podido determinar la distancia a ninguna estrella por lo que los únicos datos disponibles eran su distribución aparente en el cielo. Como vimos en el ejercicio 2, las estrellas y los cúmulos abiertos se situaban en su mayoría dentro de la franja de la Vía Láctea, así como muchas de las entonces llamadas “nebulosas”; los cúmulos globulares estaban por todas partes y otras de las “nebulosas”, especialmente las espirales, tenían tendencia a situarse fuera de ella. ¿Podía deducirse algo con tan escasa información?

Uno de los primeros (hacia 1800) en hacerlo fue William Herschel, el descubridor de Urano. Estudiando el número de estrellas visibles en diferentes direcciones llegó a la conclusión de que la Vía Láctea era un inmenso enjambre de estrellas con forma de lente y que el Sol estaba situado más o menos en el centro (figura 16.11).

Hasta 1930 los temas de estudio y de debate fueron básicamente dos: si el Sol ocupaba una posición central o no y si la Vía Láctea constituía todo el Universo o existían otros sistemas estelares (otros “universos islas”) externos. Destacaron en ellos el holandés Jacobus Kapteyn y el norteamericano Harlow Shapley. Por esa época quedó ya claro que el sistema solar no está en el centro, que la Vía Láctea tenía una estructura espiral y que existían otras muchas galaxias: el Universo pegó otro estirón y se nos apareció de nuevo con dimensiones asombrosas.

En el último siglo los incesantes avances tecnológicos y el desarrollo de numerosas investigaciones acerca de las distancias estelares, los movimientos propios, la absorción por el medio interestelar y otros muchos campos han permitido concretar la imagen de nuestro sistema estelar: la Vía Láctea, vista cenitalmente (figura 16.12), tiene forma circular, con un núcleo central donde se aprietan densamente las estrellas y unos brazos espirales que salen del núcleo. El diámetro es de unos 100.000 años luz y el Sol está situado a unos 27.000 años luz del centro.

Si pudiéramos verla de perfil (figura 16.13) la estructura de la Vía Láctea estaría formada por un disco prácticamente plano, delgado (unos 2.000 años luz de espesor), donde se despliegan los brazos espirales y un abultamiento central (15.000 años luz de grosor) correspondiente al llamado “bulbo” que rodea al núcleo densamente poblado. Los cúmulos globulares se distribuyen esféricamente en torno al bulbo y, por último, toda ella está inmersa en un halo formado por la famosa y desconocida materia oscura.

El bulbo de nuestra galaxia se une a los brazos espirales del disco mediante una estructura alargada formando como una barra (figura 16.12): la Vía Láctea entra dentro de la categoría de las galaxias espirales barradas (tema 17). En torno a la barra hay un anillo central del que surgen los brazos espirales que se desarrollan rodeándolo y que, además de estrellas en su mayoría relativamente jóvenes, están llenos de nebulosas (nubes de gas), algunas brillantes y otras oscuras donde aún se siguen dando procesos de formación de nuevas estrellas. En cambio, en el bulbo central las estrellas son viejas y rojizas y no hay prácticamente nada de gas con el que seguir creando nuevos soles. Los cúmulos globulares parecen ser los primeros objetos que se formaron cuando la enorme nube colapsó para dar lugar a nuestra galaxia; presentan esa distribución esférica porque son anteriores al aplanamiento de los materiales que fueron cayendo al disco (algo bastante similar a como se originó el sistema solar, pero a otra escala mucho mayor).

Nuestra galaxia tiene (figura 16.14) dos brazos principales, el de Escudo-Centauro y el de Perseo, y otros dos secundarios, el de Sagitario y el de Norma (la Escuadra). El Sol se encuentra en una especie de ramal del brazo de Sagitario, llamado brazo de Orión (o Local).

Todo el disco está rotando alrededor de un eje central perpendicular a él de tal manera que cada estrella o nebulosa circula a la velocidad que le corresponda según su posición. La máxima se alcanza a unos 25.000 años luz del núcleo; el Sol circula aproximadamente a 220 km/s y tarda en recorrer su órbita unos 225 millones de años.

La velocidad lineal de las estrellas del disco es prácticamente constante, con independencia de la distancia al centro, lo que quiere decir que no siguen las familiares leyes de Kepler. Esto solo puede explicarse si existe mucha más masa aparte de la visible. Por eso se cree que debe haber un masivo halo de materia oscura (invisible pero que ejerce su influencia gravitatoria).

¿Por qué desde la Tierra vemos esa banda blanquecina? La explicación no es muy complicada: la Tierra está, junto con el Sol, en la posición señalada (figura 16.15), muy excéntrica, pero prácticamente en el plano central. Si se dirige la vista en cualquier dirección de ese plano central, nos tropezamos con tal cantidad de estrellas que sólo distinguimos claramente unas pocas, las más cercanas, y el resto forma una mancha difusa, la cual es más destacada si se observa (flecha blanca) hacia el centro de nuestra galaxia, que coincide con la dirección de la constelación de Sagitario, y menos acusada si se mira (flecha azul) hacia el borde externo (hacia la constelación de Perseo).

Dado que la totalidad de las estrellas visibles a simple vista pertenecen a nuestra galaxia es comprensible que la mayoría de ellas se vean precisamente mirando en cualquier dirección del plano galáctico. Solo las que estén muy, muy cerca de nosotros y se sitúen “por encima” o “por debajo” del plano se observarán desde la Tierra fuera de la banda de la Vía Láctea. Lo mismo ocurre con las nebulosas y los cúmulos abiertos, que son objetos pertenecientes a nuestro sistema estelar.

En cambio, si se observa (flechas rojas) según una dirección perpendicular al plano de la galaxia, la vista no se encuentra con tantas estrellas y no se verá esa débil franja blanquecina. Por eso las galaxias externas se ven mayoritariamente en esas direcciones, libres del obstáculo visual que suponen las densas nubes del disco.