Conociendo los rincones ocultos de la Vía Láctea

• Título: “Mapping Spiral Structure on the far side of the Milky Way”
• Autores: Alberto Sanna, Mark J. Reid, Thomas M. Dame, Karl M. Menten, Andreas Brunthaler
• Institución del primer autor: Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Germany
• Estado de publicación: Publicado en Science, 13 Oct 2017: Vol. 358, Issue 6360, pp. 227-230

La Tierra, nuestro hogar, es uno de los ocho planetas que orbitan alrededor de una de las miles de millones de estrellas que, ligadas gravitacionalmente, forman la Vía Láctea. Hace casi un siglo descubrimos que existen otros miles de millones de estos sistemas de estrellas -ahora llamados galaxias- alejados millones de años luz de nosotros. Sabemos también que estos sistemas se asocian entre sí formando estructuras más complejas; nuestro universo es un sistema de sistemas. En nuestro interés de comprender este súper-sistema, es preciso estudiarlo en todas sus escalas. Centrándonos en una de ellas podemos preguntarnos ¿cómo es nuestro vecindario, la Vía Láctea? …Bueno, responder esta pregunta no es tarea fácil. El lugar en el que nos encontramos, bien inmersos dentro de la galaxia, no nos permite observar la galaxia completa directamente. Por el contrario, observamos infinidad de estrellas y otros objetos pertenecientes a ella, distribuidos por toda la bóveda celeste. Para reconstruir la estructura tridimensional de la Vía Láctea es esencial conocer la distancia a la que se encuentran montones de estos objetos.

Como el lector probablemente sepa, existen gran variedad de métodos para medir distancias a objetos astrofísicos. Cuál utilizar en cada caso depende de muchos factores; principalmente del tipo de objeto y de la escala de distancias en cuestión (por ejemplo, si hablamos de objetos galácticos o extragalácticos). En base a estas mediciones, con el correr de los años hemos podido reconstruir parcialmente la estructura de la Vía Láctea. Sabemos que es una galaxia espiral barrada (probablemente tipo Sbc) con un diámetro de entre 100,000 y 180,000 años luz. No obstante, no conocemos completamente su morfología. En particular, no sabemos a ciencia cierta cuántos brazos espirales tiene (al momento se piensa que hay al menos 8, de diferentes extensiones y tamaños, ver Figura 1) ni cómo estos se comportan lejos de la vecindad del Sol.

Figura 1: Representación de nuestra Vía Láctea con sus 8 brazos espirales. Fuente: Chandra Telescope

En los brazos espirales se ubican los objetos más jóvenes: estrellas tempranas, cúmulos abiertos, regiones HII, entre otros. Por ende, si pretendemos reconstruir la estructura espiral de nuestra galaxia necesitamos conocer la distancia a montones de estos objetos. Un método frecuentemente utilizado es el llamado de las distancias cinemáticas: conociendo la curva de rotación galáctica se puede estimar la distancia al objeto midiendo su velocidad radial a través del corrimiento doppler de sus líneas espectrales. Este método no es muy efectivo para objetos cuya dirección en el cielo sea cercana a la del centro galáctico pues su velocidad radial en este caso sería casi nula. Adicionalmente, la emisión óptica de los objetos ubicados sobre el plano galáctico se encuentra fuertemente absorbida por el polvo interestelar. Esto dificulta la tarea de medir sus espectros con precisión; sobretodo para los objetos más allá del centro galáctico.

Figura 2: Variación de la posición de la fuente (en mas, milisegundos de arco) en función del tiempo, luego de corregir los efectos del movimiento propio. Fuente: artículo de hoy.

El proyecto BeSSel (del inglés Bar and Spiral Structure Legacy Survey), nombrado así en honor a Friedrich Willhelm Bessel (quien midió la primera paralaje estelar en el año 1838), tiene como objetivo medir distancias a
objetos más allá del centro galáctico mediante observaciones interferométricas (con el Very Large Baseline Array, VLBA) en la banda de radio/microondas. Las fuentes utilizadas son máseres de agua y metanol asociados a estrellas jóvenes masivas y regiones HII compactas (que son regiones de formación estelar). Los máseres se caracterizan por líneas de emisión estimulada muy fuertes en la banda de microondas (entre 300 Mhz y 300 Ghz); podríamos decir que son el equivalente a los láseres del óptico pero en otra región del espectro electromagnético. El método utilizado para medir las distancias es el de paralaje trigonométrica, el cual requiere de extrema precisión en las observaciones.

En el trabajo que discutimos hoy se presentan los resultados de BeSSel sobre la medición de la distancia a un máser de agua asociado a una región de formación estelar más lejana que cualquier otra antes medida. La misma resultó de 20.4_{-2.2}^{+2.8} kpc y permite localizar uno de los brazos galácticos, el llamado brazo de Escudo-Centauro, en el lado “oculto” de la Vía Láctea.

Resultados del trabajo

En el marco del proyecto BeSSel, se realizaron con el VLBA observaciones de un intenso máser de agua asociado a la región de formación estelar G007.47+00.05 entre los meses de Marzo de 2014 y Marzo de 2015. Modelando la posición relativa de esta fuente respecto a una fuente continua extragaláctica, precisamente el cuásar J175526.28–223210.6, y removiendo los efectos del movimiento propio de la fuente, se pudo calcular un ángulo de paralaje de 0.049+-0.006 milisegundos de arco (ver Figura 2). Esta medición se corresponde con una distancia a la fuente de 20.4_{-2.2}^{+2.8} kpc (66,500 años luz) con una incerteza menos al 14%. En la Figura 3 se muestra la posición de esta fuente en el plano galáctico.

La medición por paralaje, además, fue comparada con una estimación de distancia independiente realizada mediante estadística Bayesiana. En este análisis se asignan distintas funciones de probabilidad para la distancia a la fuente, teniendo en cuenta información acerca de la distribución espacial y la cinemática de distintos objetos en la galaxia y de la fuente (en particular su movimiento propio). El resultado combinado de este análisis proporcionó un valor de 20.4+-0.6 kpc para la distancia

Figura 3: Plano galáctico mostrando la posición de la fuente G007.67+00.05 así como de otras fuentes más cercanas que permiten trazar los brazos espirales. En celeste se muestra el brazo de Escudo-Centauro. Fuente: artículo de hoy.

a la fuente, el cual es concordante con el obtenido por el método de paralaje trigonométrica. Es interesante remarcar el hecho de que ambas estimaciones de distancia (independientes entre sí) coincidan, ya que esto puede ser interpretado como evidencia indirecta de que la aproximación de órbitas circulares es válida a la distancia del centro galáctico en que se ubica la fuente (pues ésta es una hipótesis para el cálculo de la distancia Bayesiana).

En resumen, en el marco del proyecto BeSSel se calculó la distancia a un máser de agua asociado a una región de formación estelar en la región más lejana del plano galáctico mediante dos métodos independientes: midiendo la paralaje trigonométrica (método directo) y realizando un análisis estadístico Bayesiano (método indirecto). Este importante resultado ¡permite trazar la localización del brazo de Escudo-Centauro alrededor de casi una vuelta a la galaxia! Sin dudas, éste es un gran avance en el conocimiento de la estructura de nuestro vecindario, la Vía Láctea. Más allá de esto, ¡es una muestra más de la increíble precisión que están alcanzando nuestros instrumentos y técnicas de observación! ¡Vamos por más!

Si te interesa conocer más sobre nuestra Vía Láctea, te recomiendo que le eches un vistazo a: Un mapa de nuestra galaxia desde adentro, Contando las galaxias enanas de la Vía Láctea.