Brazo local de la Galaxia

  • Algunas características generales de la Galaxia y del medio interestelar

Nuestra galaxia es del tipo espiral. Esto significa que sus estrellas más jóvenes y luminosas se distribuyen dentro de un volumen muy achatado formando brazos espirales. El diámetro de la Galaxia es de alrededor de 25.000 parsec (1 parsec = 1 pc ~ 3,26 años luz; la distancia Tierra-Sol, al ser de unos 150.000.000 de km, es de apenas unos 8 minutos luz. La distancia media a la Luna es de aproximadamente 1,3 segundos luz). El sistema solar ocupa en la Galaxia una posición más bien periférica, a unos 8.000 pc del centro galáctico. En el cielo, a consecuencia de la posición del Sol dentro de la Galaxia, ésta, a simple vista se ve proyectada en la bóveda celeste como una densa y compleja faja luminosa extendida a lo largo de un círculo máximo. Es la Vía Láctea, así designada desde la antigüedad. El círculo máximo sobre la bóveda celeste, define para nosotros el plano galáctico y la latitud galáctica b = 0°, en tanto que la dirección del centro galáctico define la longitud galáctica l = 0º.

 

En la Figura 1 vemos una imagen de la galaxia espiral NGC 2613, que posiblemente se asemeje a la imagen de nuestra galaxia vista desde fuera de ella (foto de ESO).

 

En la Galaxia el espacio entre las estrellas no está vacío sino que contiene el medio interestelar. Éste consta de una mezcla de gases y polvo de abundancias y distribuciones variadas, amén de contener campos magnéticos. El elemento químico más abundante en el medio interestelar es, por mucho, el hidrógeno (H), seguido por el helio (He). La mezcla de gases y polvo posee densidades medias muy bajas, cercanas a 10-24 g/cm3. Esta densidad es mucho menor que las densidades más bajas logradas en los mejores vacíos de laboratorio. Pese a esta baja densidad y gracias al enorme volumen ocupado, la abundancia total del material interestelar en la Galaxia se estima en 5-10% de la masa de todas sus estrellas. El medio interestelar se encuentra formando aglomerados conocidos como nubes interestelares, concentrados preferentemente cerca del plano galáctico, a bajas latitudes galácticas y alturas |z| menores que unos 100-150 pc. A su vez, las nubes se encuentran inmersas en un medio interestelar menos denso y de distribución espacial más amplia conocido como medio internubes. Este último podría extenderse a grandes distancias |z| del plano galáctico. Como veremos más abajo, el gas contenido en el medio interestelar se presenta en diversas fases, cada una de ellas con dimensiones y características físicas propias.

 

También se observan nubes interestelares a latitudes galácticas intermedias y altas. Generalmente se trata de nubes cercanas, a distancias de unos pocos centenares de pc del Sol. Sus latitudes galácticas no son bajas, simplemente por un efecto geométrico. La masa total del polvo interestelar es mucho menor que la de los gases: es cercana al 1% de la de éstos. El polvo está constituido por partículas microscópicas de tamaños típicos que están entre a ~ 10 Ả, conformando moléculas de unos 102 átomos y a ~ 1000 Ẩ, conformando partículas de unos 109 átomos (1 Ẩ = 10-8 cm; para comparar: El radio del átomo de H, el más simple y pequeño de la Naturaleza, es 0,53 Ẩ en el estado fundamental).

 

A pesar de su baja abundancia relativa, el polvo contenido en las nubes interestelares afecta mucho su transparencia, dado que absorbe la radiación electromagnética en el visible y en el ultravioleta. Así, las nubes más cercanas, cuando son muy densas, absorben la casi totalidad de la luz estelar proveniente de las estrellas situadas por detrás, comportándose como una especie de niebla. Ejemplos muy conocidos son el Saco de Carbón cerca de la Cruz del Sur y las nubes oscuras de Tauro. En estos lugares el cielo aparece muy oscuro (“agujeros en el cielo”, como los tildara William Herschel al descubrirlos en el siglo XVIII).

En la Figura 2 vemos una imagen de 40´x 35´ obtenida por el astrónomo Bart Bok en 1977 (PASP 89, 597). A la derecha en la figura, la nube oscura Barnard 168 de forma de riñón; arriba en el centro la nebulosa oscura Barnard 72, de forma serpenteada. La zona brillante sobreexpuesta corresponde a la estrella 44b Oph.

 

En cambio, el material interestelar absorbe poco la radiación electromagnética del infrarrojo y prácticamente nada de la radiación en ondas de radio. Mediante estas radiaciones se pueden estudiar tanto el interior de las densas nubes interestelares cercanas, como las características de los objetos de la Vía Láctea alejados del sistema solar, en particular la zona del centro galáctico. Todo ello era prácticamente inaccesible a la observación hasta hace pocas décadas, antes que las nuevas tecnologías de observación comenzaran a extenderse gradualmente a todo el espectro electromagnético. Recordemos que este último comprende esquemáticamente, en orden creciente de longitudes de onda λ, los rayos gama (con longitudes de onda típicas λ ≤ 0,01 Ả), los rayos X (λ ~ 0,01-100 Ả), la radiación ultravioleta (UV, λ ~ 100-3500 Ả), el espectro visible (λ ~ 3500-7000 Ả), el infrarrojo (IR, λ ≥ 0,7-250 μm; 1 μm = 0,0001 cm) y las ondas de radio (λ ≥ 1 mm), que incluyen, entre otras, a las microondas (λ ~ 0,1-10 cm) y a las ondas kilométricas.

 

Cabe mencionar también la presencia de la radiación cósmica en el medio interestelar. En la Tierra la radiación cósmica o radiación de las alturas fue descubierta en 1912-3 por Víctor Hess (premio Nobel 1936) mediante ascensos en globo. La radiación cósmica primaria proviene desde fuera de la atmósfera terrestre. Está constituida por partículas, tales como protones, núcleos de He, electrones, y otras, que poseen velocidades muy cercanas a la de la luz. Sus dimensiones típicas (a ~ 10-12 cm) son del orden de los tamaños de los núcleos atómicos, y sus energías pueden superar los 1020 eV. [Para comparar: la energía térmica asociada con una partícula de temperatura T (expresada en grados Kelvin) es Etérm ~ 0,862 x 10-4 T eV. La energía de ionización del H es 13,6 eV. En el gran acelerador LEP del CERN cerca de Ginebra, uno de los mayores aceleradores de partículas fabricados por el hombre, construido para colisionar positrones con electrones sobre una circunferencia de unos 27 km de perímetro y a 100 metros de profundidad, se aceleran partículas a energías máximas que rondan los 100 GeV = 1011 eV, muy por debajo de las más altas energías observadas en la radiación cósmica primaria].

 

  • Formación de las estrellas

Como se comprende por las cifras mencionadas hasta aquí, el espacio interestelar constituye un verdadero laboratorio cósmico con condiciones físicas prácticamente imposibles de obtener en los laboratorios terrestres. La importancia astronómica del estudio del material interestelar reside en que éste, a pesar de su baja abundancia relativa, constituye la materia prima para la formación de las nuevas estrellas. En efecto, las estrellas jóvenes, muy luminosas (de tipo espectral O ó B), y de alta masa M (digamos entre 3 y 65 Mo, siendo Mo = 2,0 x 1033 gramos la masa del Sol), se alinean a lo largo de los brazos espirales de la Galaxia. Forman las llamadas asociaciones estelares. Éstas siempre se observan en la vecindad de grandes masas de material interestelar. Esto también sucede con los objetos protoestelares o pre-estrellas, que dan origen a las estrellas menos luminosas y de masas menores (~ 0,03-3 Mo). La opinión generalizada hoy en día es que las estrellas se forman del material interestelar en asociaciones o en cúmulos, más que en forma totalmente aislada (ver por ej. Pudritz, 2001, en ‘From Darkness to Light’, ASP, vol. 243, p. 1, T. Montmerle y Ph. André, edts.).

 

En zonas donde hubo formación estelar, el material interestelar dista mucho de comportarse como un fluido homogéneo. Tampoco se encuentra en equilibrio hidrostático. Además, está inmerso en el campo magnético galáctico. Así, en el medio interestelar se presentan fenómenos magnetohidrodinámicos muy complejos con ondas de choque propagándose a velocidades supersónicas, originadas en los flujos bipolares y los vientos estelares de las estrellas recién formadas, en la formación y expansión de burbujas interestelares limitadas por delgadas cáscaras de densidad relativamente alta, en los frentes de ionización producidos por la radiación ultravioleta de estrellas nuevas de alta masa, en las explosiones de supernovas, etc. Es lo que se conoce como el medio interestelar “violento”.

 

Mencionemos aquí que una estrella ya formada, con sus mecanismos internos de producción de energía térmica y radiativa funcionando a partir de procesos nucleares en “estado quasiestacionario” (lo que los astrónomos llaman una estrella ubicada en la secuencia principal), desde el punto de vista físico simplemente es un fluido o plasma que puede considerarse aproximadamente en equilibrio hidrostático, cuya estructura interna y cuyas características físicas observables clásicamente (la luminosidad y el espectro) son predecibles en principio, a partir tan sólo de los valores de la masa y de la composición química iniciales. Esto se logra mediante la resolución de un sistema de ecuaciones diferenciales basado en los principios y leyes de la física y de la química.

 

  • La zona local de nuestra Galaxia:

a) el brazo local

En lo que sigue vamos a concentrarnos en describir la zona local de la Galaxia. Por su cercanía la zona local nos ofrece la posibilidad de observar en máximo detalle, tanto las características del medio interestelar, como los fenómenos físicos asociados al complejo mecanismo de la formación de las estrellas. La zona considerada como “local” comprende en la vecindad del plano galáctico alrededor de 500 a 800 pc a la redonda del Sol. Esta definición, como veremos más abajo, no es arbitraria, sino funcional. En esta zona se destaca el brazo local (o brazo de Orión o brazo de Cygnus), en el cual se encuentra inmerso nuestro Sol.

 

Integran el brazo local un grupo muy variado de sistemas estelares e interestelares, como ser asociaciones de estrellas OB, nubes moleculares gigantes, regiones HII, cúmulos galácticos, etc. Las primeras evidencias para el trazado de los brazos espirales dentro de nuestra Galaxia se remontan a la década del 50. Comprendían, el conocimiento de la distribución de pequeñas porciones de los brazos de Sagitario, de Orión y de Perseo en orden creciente de distancias al centro galáctico. Estos brazos también se designan -I, 0 y I, respectivamente. Sin embargo, el llamado brazo local no resultó ser un auténtico brazo espiral, como los que pueden definir la estructura espiral global de la Galaxia por medio de las estrellas jóvenes y brillantes. Ello se debe a que la dirección de tangencia al brazo local forma un ángulo de unos 20º con la dirección de la rotación galáctica. Este valor es demasiado grande como para poder entenderse en el contexto de las teorías de estructura espiral galáctica. Consecuentemente, el brazo local sólo sería un spur o filete o conexión interbrazos. Su extensión, si bien considerable, no lo sería a escala galáctica, no superando algunos miles de pc.

 

El brazo local plantea dos incógnitas importantes: 1º) el conocimiento detallado de su extensión y la distribución espacial de sus estrellas jóvenes y su material interestelar, 2º) su origen, dado que su edad sería de tan sólo 60 millones de años (Wielen, 1973, A&A 25, 285; Palous et al., 1977, A&A 61, 27). [Para comparar: la edad de la Tierra y del sistema solar es de unos 4.500 millones de años (de las rocas más antiguas y meteoritos; el Sol sería algo más viejo); el período de rotación alrededor del centro galáctico es de unos 230 millones de años (en los alrededores del sistema solar); la edad de la Galaxia de unos 12.000 millones de años (de los cúmulos globulares más viejos), la edad del universo de alrededor de 14.000 millones de años (de las estimaciones más probables al presente)].

 

Según Porcel et al. (1998, A&A 332, 71), en el hemisferio norte el brazo local se ve tangencialmente en la dirección l ~70º (Cygnus). Su extensión longitudinal sería de unos 3.000 pc. Su altura media z sobre el plano galáctico sería de unos +70 pc y su ancho medio transversal paralelo de unos 200 pc. Los correspondientes valores para la inmediata vecindad del Sol decrecen a 0 y 60 pc, respectivamente. En la dirección opuesta (l ~250º, Orión) el brazo se inclina hacia el hemisferio galáctico sur (z < 0). Considerado a mayor escala, el brazo local estaría fraccionado en trozos alineados o “shingles”, (Quiroga y Schlosser, 1977, A&A 57, 455), manteniéndose aproximadamente paralelo al plano galáctico.

 

b) el Cinturón de Gould (CG)
Por otra parte, en el siglo XIX, mucho antes de saberse del brazo local, tanto Sir John Herschel sobre la base de observaciones hechas en Sudáfrica y publicadas en 1847, como posteriormente Benjamin Gould sobre la base de observaciones hechas en Córdoba, mencionaron un fenómeno singular. Entre las estrellas más brillantes, a simple vista se destaca un grupo que se extiende aproximadamente a lo largo de una faja inclinada unos 18º respecto del plano galáctico (ver por ej. Gould, 1879, Resultados Obs. Nac. Argentino tomo I, Uranometría Argentina, p. 354.

 

En las Figura 3 se reproduce un extracto de esta monumental obra de Gould.

 

Este fenómeno se distingue mucho mejor en el hemisferio sur celeste, lo que explica lo relativamente tardío de su descubrimiento. La faja se extiende aproximadamente sobre un círculo máximo.

Estudios detallados posteriores han mostrado que las estrellas de este grupo son, además de relativamente cercanas, intrínsecamente muy luminosas y jóvenes formando un grupo de distribución espacial aplanada, relativamente extenso y de características cinemáticas muy particulares, que sugieren su expansión. De ahí que en tiempos más recientes este grupo de estrellas fuera considerado como una especie de apéndice del brazo local, ubicado en relativa cercanía del Sol. Se lo conoce como el Cinturón de Gould (CG).

El CG es claramente distinguible del resto del brazo local debido a su llamativa inclinación de unos 18º-20° respecto del plano galáctico. La edad del CG se estima en 30 a 60 millones de años (Blaauw, 1983, Irish Astron. J. 16, 141 y 1985, IAU Symp.106, 335; Westin, 1985, A&AS 60, 99; Torra, Fernández y Figueras, 2000, A&A 359, 82). El CG se destaca claramente por sus numerosas estrellas de tipos espectrales O a B2,5. El resto de sus estrellas, al ser mucho menos luminosas, se confunden con las estrellas del brazo local de manera que sólo la aplicación de un criterio cinemático y estadístico puede decidir cuáles de estas estrellas le pertenecen. [Para recordar: las estrellas de tipo espectral B3 o más temprano tienen masas Maproximadamente mayores que 8,8 Mo, alcanzan vidas de duración media τ ≤ 22 x 106 años, y ocurren en la Galaxia con abundancias relativas inferiores a 1 en 10.000 comparadas con las de las estrellas de masas M ≤ 1 Mo, que son las más abundantes].

 

En la Figura 4 puede verse la distribución de las estrellas de tipo espectral B de magnitud visual más brillante que 5,25 en un planisferio de coordenadas galácticas, según Shapley y Miss Cannon. La curva representa el círculo máximo de mayor concentración de tales estrellas (de McCuskey 1965, en “Stars and Stellar Systems”, tomo V).

 

Según Stothers y Frogel (1974, AJ 79, 456), por su distribución espacial las estrellas del CG estarían formando aproximadamente un disco elíptico con semiejes de unos 350 pc x 500 pc. Su centro estaría a unos 160 pc en la dirección de la longitud galáctica l = 160° en Tauro. Dichos autores mencionan que la distribución de estrellas OB5 muestra una escasez o agujero excéntrico en la cercanía del Sol de unos 100 pc de radio. La existencia de este agujero ha sido confirmada recientemente (Maíz-Apellaniz, 2001, ApJ 121, 2737).

El Cinturón de Gould parecería constituir el prototipo galáctico más cercano, de la formación y evolución de sistemas relativamente extensos compuestos por asociaciones estelares y material interestelar. ¿Qué fenómeno galáctico local puede haber originado a tan singular sistema de estrellas jóvenes nada menos que en la relativa cercanía (a escala galáctica) de nuestro sistema solar? Trataremos de esbozar aquí lo que se conoce sobre este interrogante, cuya respuesta puede dar importantes claves tanto sobre los mecanismos de formación estelar en nuestra Galaxia, como sobre los procesos de interacción existentes entre material del disco y del halo de nuestra Galaxia, e incluso sobre los efectos producidos por colisiones de nubes gaseosas de alta velocidad en caída hacia el disco galáctico. En lo que sigue trataremos de entrar en más detalles.

 

  • Material interestelar asociado al CG

El estudio de la distribución y cinemática del material interestelar galáctico puede hacerse con muchos tipos de observaciones. Muy importantes son las observaciones radioastronómicas de la línea espectral en λ = 21 cm, proveniente del hidrógeno atómico neutro interestelar, línea que permite estudiar las llamadas regiones H I de la Galaxia. Estas están constituidas fundamentalmente por hidrógeno atómico, helio y otros elementos químicos de abundancia mucho menor. Con esta línea se pudo estudiar la distribución del H tanto a escala galáctica como en los objetos cercanos. Ya desde las primeras observaciones en la línea de 21 cm en la década de los 50, se fue evidenciando que existen grandes cantidades de material interestelar asociadas tanto al CG como al brazo local en general.

Hacia 1966 Per Olof Lindblad estudió detalladamente la estructura galáctica en la dirección del anticentro galáctico (l = 180º) mediante la línea de 21 cm. Lindblad mostró que había dos objetos locales que se distinguían por sus cinemáticas diferentes. Uno de ellos (lo llamó “objeto A“) era una compleja superestructura de material interestelar concentrada a latitudes bajas. El otro objeto (lo llamó “objeto C-H” o simplemente el “otro objeto local” [OOL]) estaba asociado con las partes relativamente más cercanas del brazo local. La cinemática del OOL fue estudiada en los cuatro cuadrantes galácticos por Sandqvist et al. (1976, ver por ej. A&A 205, 225).

 

El objeto A, que poseía una velocidad radial positiva en una zona donde los objetos en órbitas circulares alrededor del centro galáctico poseen sólo velocidad tangencial, se comportaba como un anillo en expansión con el Sol en su interior (Lindblad, 1967, Bull. Astr. Inst. Netherland 19, 34). Posteriormente Lindblad concluyó que el objeto A estaba asociado al CG (Lindblad et al., 1973, A&A 24, 309). Estudios de diversos autores confirmaron los resultados de Lindblad. Carlos Olano (1982, A&A 112, 195) computó en el IAR modelos físicos del anillo de Lindblad, considerando detalladamente tanto su expansión, como el proceso de barrido y acreción del material interestelar sobre él. Este proceso va frenando paulatinamente la expansión del anillo, no así la de las nuevas estrellas formadas.

 

En estos modelos el anillo tiene forma aproximadamente elíptica; por ejemplo en el modelo 2 los semiejes son de 364 y 211 pc, respectivamente. Su centro está a 166 pc del Sol en la dirección l = 131º y su edad es de 32 millones de años. Las conocidas asociaciones estelares Ori OB1, Sco-Cen y Per OB2, que se consideran integrantes del CG (de Zeeuw et al., 1999, AJ 117, 354), se habrían formado a partir de complejos de nubes moleculares interestelares vinculados al anillo de Lindblad.

 

En la Figura 5 (de Olano 1982) vemos esquemáticamente en una proyección sobre el plano galáctico: el anillo de Lindblad en línea llena, las posiciones teóricas que tendrían nuevas estrellas formadas en el anillo hace 26 millones de años, las posiciones de las asociaciones de Orión, Perseo, Lacerta y Scorpio-Centauro. Hacia el centro del anillo está ubicado el grupo estelar α Cen, núcleo de una asociación estelar más antigua, la de Cas-Tau. Ella podría estar vinculada al origen del Cinturón de Gould (Sun = Sol).

 

Resumiendo, podemos decir que existe una considerable masa de material interestelar asociada al CG, constituida tanto por nubes de H I como por nubes moleculares (en las que el hidrógeno se encuentra fundamentalmente en forma de H2), que supera ampliamente la masa de sus estrellas. Las dimensiones del sistema del CG (estrellas + material interestelar) alcanzarían unos 800 pc dentro del plano galáctico y su edad no sería mayor que unos 60 millones de años. La masa del sistema del CG estaría entre 1 y 2 millones de masas solares. El Sol, como muchas otras estrellas relativamente viejas de la zona galáctica local, está inmerso en el CG, pero sin pertenecer a él (Lindblad et al. 1997, Hipparcos Venice’97, p. 507, ESA).

 

  • Nuevos estudios del CG

En los últimos años el estudio del CG recibió un fuerte impulso cuando, sorpresivamente, se detectó su presencia en los resultados observacionales obtenidos por diversos satélites para investigación astronómica equipados con instrumental de muy alta tecnología, sensibilidad y precisión, a saber: el satélite Roentgen (ROSAT) para rayos X (activo aproximadamente entre 1990 y 1998), el satélite astrométrico Hipparcos (activo aproximadamente entre 1989 y 1993), y el satélite COMPTON para observación de rayos γ (activo aproximadamente entre 1991 y 2000). Se comenzó por identificar cierto tipo de fuentes X detectadas por el ROSAT con estrellas de atmósferas ricas en litio. Estas últimas suelen corresponder a pre-estrellas de baja masa durante las últimas fases de su formación (Neuhäuser, 1997, Science 276, 1363). Luego se descubrió que muchas de ellas estaban asociadas al CG (Wichmann et al., 2000, A&A 359, 190).

 

Así, Guillout y colaboradores (et al., 1998-1999, A&A 334, 540, 337, 113 y 351, 1003) hicieron una correlación posicional entre las fuentes X detectadas por el ROSAT y las estrellas del catálogo “Tycho” (cerca de 1.000.000 de estrellas con posiciones y distancias muy precisas [determinadas por mediciones de paralajes], obtenidas a lo largo de extensos períodos de observaciones desde diversos observatorios ubicados en distintas regiones de la Tierra [entre ellas el Observatorio Félix Aguilar en la provincia de San Juan], complementados con las mediciones del Hipparcos).

 

El resultado fue sorprendente. Los objetos que aparecían en ambos catálogos con un alto grado de probabilidad eran unos 8.600. Las estrellas correlacionadas en su mayoría eran estrellas de tipos espectrales F y G, o sea estrellas de masas bajas. Su detectabilidad en X mostraba que eran estrellas relativamente jóvenes.

 

Un meticuloso análisis estadístico mostró que gran parte de estas estrellas estaban centradas sobre el CG dentro de los errores observacionales y estadísticos ( Figura 6).

 

Guillout et al. hicieron hincapié en que la distribución de estas estrellas intrínsecamente menos luminosas del CG no conformaban una faja o cinturón sino más bien un disco con un vacío central. Por limitaciones en la sensibilidad del instrumental, las observaciones mencionadas no han podido abarcar aquellas estrellas de baja masa del CG, que están más alejadas del Sol. Estas se encuentran principalmente en el cuadrante galáctico II y partes del I y III (visibles desde el hemisferio norte terrestre, donde el fenómeno del GB es menos notable). Observaciones futuras desde nuevos satélites equipados con instrumental de mayor sensibilidad y precisión tratarán de ampliar los estudios de Guillout y colaboradores.

 

Las observaciones en X han puesto en evidencia por primera vez al CG a través de sus estrellas de baja masa y luminosidad, cuando hasta el presente sólo había sido posible detectar sus estrellas OB gracias a su elevada luminosidad en el visible y UV. La abundancia relativa de las estrellas OB es bastante escasa, como fuera mencionado más arriba. De por sí, desde un principio, las observaciones en X habían mostrado que las protoestrellas y las estrellas de baja masa de formación reciente son mayores emisores en X que las estrellas de origen menos reciente. Ello aportó importante material observacional nuevo para el problema de la formación estelar. En particular, el ROSAT con su alta precisión y el gran número de fuentes X detectadas por él, permitió ampliar enormemente dicho material.

 

Un nuevo descubrimiento sorprendente se realizó mucho más recientemente. El satélite COMPTON para rayos gamma permitió establecer un nuevo y amplio catálogo de fuentes γ puntuales (por oposición a las fuentes γ extensas). La mayoría de las fuentes puntuales (unas 170) quedaron sin poder identificar con una posible contrapartida óptica. En parte, ello se debe a que el poder resolutivo angular del satélite típicamente es de tan sólo 1° (en realidad depende de la banda de energía considerada; los fotones gamma, al ser de gran energía, son muy poco frecuentes en el espacio en comparación con los demás fotones del espectro electromagnético). Esto dificulta una identificación unívoca con objetos candidatos relativamente débiles en el visible.

 

Considerando entre las fuentes no identificadas tan sólo las 120 mejor medidas por el COMPTON, Gehrels y colaboradores (et al., 2000, Nature 404, 363) mostraron que ellas están formadas por dos poblaciones de características diferentes. Una, conteniendo la mayoría de las fuentes más intensas, se concentra predominantemente a latitudes galácticas |b| < 5°. La otra población, constituida predominantemente por las fuentes menos intensas se extiende hasta latitudes medianas. Además, ambas poblaciones también se distinguen por sus distribuciones energéticas. Gehrels et al. concluyeron que la distribución de la segunda población en la esfera celeste muestra una clara correlación con el CG. Mediante otro análisis, Isabelle Grenier (2000, A&A 364, L93) sugirió que una gran parte de las fuentes γ asociadas al CG serían púlsares de edades cercanas al millón de años, remanentes de antiguas explosiones de supernovas de estrellas originalmente pertenecientes al CG.

 

  • El medio interestelar local (MIL): características físicas generales

Hemos mencionamos que, como criterio práctico, se puede definir a la zona galáctica local como la comprendida dentro de unos 500 a 800 pc a la redonda del sistema solar. Esto se refiere a la vecindad del plano galáctico. Fuera de ésta, las distancias a considerar podrían ser mayores llegando hasta las capas inferiores del halo galáctico. En lo que sigue mencionaremos en mayor detalle algunas de las características físicas del medio interestelar en la zona galáctica local.

El estudio de las características físicas del MIL revela una extrema complejidad: existen al menos dos fases gaseosas atómicas neutras y dos fases ionizadas. En las fases neutras el H atómico es el átomo más abundante. Una de las fases neutras es fría con temperaturas absolutas T ~ 50-200 K, en tanto que la otra es tibia con T ~ 5.000-8.000 K. En las fases ionizadas el H está ionizado, de modo que son los protones (H+) o núcleos de H, y sus respectivos electrones, las partículas más abundantes. Estas dos fases ionizadas son tibia la una (T ~ 6000-10000 K), y caliente la otra (T ~ 60.000-1.000.000 K). Las distribuciones espaciales y factores de llenado de las distintas fases mencionadas no son bien conocidas en detalle.

 

La Figura 7 muestra en sendos planisferios galácticos las distribuciones del H atómico neutro frío con velocidades radiales V >0 y V >0, respectivamente, según el análisis de Pedro Marronetti, Paula Benaglia y el autor (A&A 287, 601, 1994). Las escalas de densidad columnar o de superficie son iguales en ambas figuras. La banda entre latitudes b = -10° y +10° ha sido excluida para evitar el medio interestelar más alejado. Nótese la concentración del gas frío hacia latitudes bajas e intermedias y el fuerte predominio del gas con V >0. Ello se debería a la posición del Sol dentro del anillo de Lindblad, formado principalmente por gas denso y frío.

 

Además, a bajas latitudes galácticas se encuentran los grandes complejos de nubes moleculares interestelares autogravitantes y muy frías, en las que prácticamente todo el hidrógeno se encuentra en forma de H2, con T ~ 8-20 K. A latitudes más altas, se encuentran otros complejos de nubes, tanto atómicas como moleculares, más cercanos y de menor tamaño. Por otro lado, no puede descartarse que algunoscomplejos de nubes interestelares de H I de velocidades radiales V altas (V ~ 80-150 km/s) e intermedias (V ~ 30-65 km/s) también podrían estar relacionados con el MIL.

Por otra parte, parece estar bien establecido que la densidad del medio interestelar en la vecindad solar se caracteriza por ser relativamente baja, tanto en volumen como en superficie perpendicular al plano galáctico. En cuanto al papel desempeñado por el campo magnético interestelar galáctico, no es bien conocido, aunque observacionalmente se ha comprobado que varias de las regiones H I interestelares en forma de filamentos están orientadas a lo largo de dicho campo. (A pesar de tratarse de material prioritariamente neutro, existen trazas de material ionizado originadas por el continuo bombardeo de la radiación cósmica. Éstas al ser afectadas directamente por el campo magnético interestelar, paulatinamente van trasmitiendo su movimiento a las partículas neutras a través de colisiones). Llamativas son las asimetrías observadas entre los hemisferios norte y sur galácticos, como por ejemplo la presencia de un gran “agujero” en la distribución del H I de bajas velocidades a altas latitudes galácticas en el norte.

 

La Figura 8 muestra en un planisferio galáctico en proyección Aitoff la distribución total de H atómico neutro, (incluyendo tanto el gas frío como también el tibio) . Los paralelos corresponden a las latitudes galácticas b a intervalos de 20°. Los meridianos corresponden a las longitudes galácticas l a intervalos de 20°, el meridiano central a l = 180°. Los contornos dan las densidades de columna.

 

El diagrama combina las observaciones de alta sensibilidad realizadas en los observatorios ubicados en Dwingeloo, Holanda (Hartmann y Burton) y en el Parque Pereyra Iraola, Argentina (Arnal, Bajaja, Morras, Pöppel). Nótese que los máximos de densidades de columna se encuentran alrededor del plano galáctico (b = 0°). Nótese el gran mínimo o “agujero” en la distribución del H interestelar centrado en l = 130°, b = +60° en el hemisferio galáctico norte. (Este mapa ha sido elaborado mediante un código computacional desarrollado por Esteban Bajaja)

Observacionalmente, la cinemática del H I en el MIL es conocida tan sólo en forma global (ver por ej.: Cleary, Heiles, Haslam, 1979, A&AS 36, 95 y Colomb, Pöppel, Heiles, 1981, A&AS 40, 47). Ya hemos mencionado que dentro de la zona local se han identificado al menos dos sistemas interestelares prominentes distintos: el asociado con el CG (el objeto A de Lindblad) y el asociado a las partes cercanas del brazo local (el OOL). La cinemática de este último –a diferencia del primero – parecería poder entenderse predominantemente en función de la rotación diferencial galáctica.

 

  • Otros objetos interesantes contenidos en el MIL

Finalmente, corresponde mencionar otros dos objetos singulares interestelares bastante prominentes, aunque menos extensos que por ej. el CG, localizados dentro de la zona local de la Galaxia: la Burbuja Caliente Local y el Loop I (o Lazo I). El primero, detectado hace ya cerca de tres décadas en rayos X blandos (o sea, con longitudes de ondas correspondientes a energías de ~ 0,2 a 1,2 keV), corresponde a una masa de plasma de forma elipsoidal de dimensiones características del orden de unos 100-150 pc. Su temperatura es cercana a 1.000.000 K. Se considera que fue generado por una explosión de supernova hace alrededor de 1.000.000 de años, produciendo la ionización, el calentamiento inicial y la expansión de una gran masa de gas. Durante la expansión el gas se habría enfriado nuevamente, pero como la temperatura observada es muy alta ha sido necesario apelar a por lo menos una segunda explosión de SN, relativamente reciente, que habría vuelto a calentar el interior de la Burbuja Local. Como ésta se detecta en rayos X en todas las direcciones del cielo, se deduce que el Sol se encuentra inmerso en ella. Hasta la fecha no hay ningún modelo enteramente satisfactorio para explicar las características de la Burbuja Local y su origen (Cox, 2001, ApJS 134, 283; Maíz Apellániz, 2001, ApJ 560, l83).

 

El Loop I se conoce desde la década del 60 a través de las observaciones radioastronómicas en el continuo. Por sus características espectrales (radiación sincrotrónica), sin dudas se trata de una remanente de supernova. Su gran tamaño angular (ha sido aproximado por una circunferencia de 116º de diámetro con centro en Lupus, ver por ej. Berkhuijsen, 1971, AA 14, 359) sugiere que se trata de un objeto muy cercano (distancia probable: 130 ± 75 pc) originado por la explosión de una estrella de la asociación de Sco-Cen, la más cercana de las asociaciones estelares OB. Pese a todo ello, al presente no existe ningún modelo que explique satisfactoriamente el origen y las propiedades del Loop I. Incluso hay fundadas sospechas de que el Loop I y la Burbuja Local podrían estar en comunicación o interacción mutua.

 

  • Las teorías sobre el origen del CG y de las enigmáticas características del MIL

Diversas características observacionales globales del MIL parecen estar vinculadas con el sistema del CG y su origen. Dos escenarios han sido propuestos para explicar el origen y la expansión del CG: uno, basado en un evento inicial explosivo (por ej. Blaauw, 1965, Kon. Ned. Akad. Wet. 74, no. 4, Hughes & Routledge, 1972, AJ 77, 210, Olano, 1982), el otro, basado en una o más colisiones de nubes de alta velocidad con material interestelar del disco galáctico (por ej. Comerón y Torra, 1992, A&A 261, 94 y 1994, A&A 286, 789, Lépine & Duvert, 1994, A&A 286, 60).

 

El escenario de un evento inicial explosivo, dando origen a la expansión del anillo de Lindblad y a la formación de las estrellas del CG, trata de explicar tambiénalgunas de las características globales del MIL, en particular, las asimetrías observadas entre ambos hemisferios galácticos. No puede explicar en cambio, la inclinación del CG respecto del plano galáctico, a la cual considera como preexistente en el medio original. Según este escenario, el anillo de Lindblad, una vez formado y en expansión, va generando nuevos procesos de formación de estrellas a medida que incrementa su masa con el gas barrido, comprimido e incorporado a su paso por acreción. Las nuevas estrellas formadas comprenden tanto numerosas estrellas de masa baja, como también algunas de masas y luminosidades elevadas (estrellas OB). Estas últimas producen fuertes vientos estelares, nuevas regiones HII y pueden evolucionar finalmente al estado de supernova, produciéndose nuevas expansiones de gas.

 

De esta manera se habrían formado las mencionadas asociaciones Ori OB1, Per OB2 y Sco-Cen, características del CG. En particular, si el evento explosivo original hubiera ocurrido algunas decenas de pc por encima del plano se podrían entender varias de las asimetrías norte-sur observadas en la distribución del HI local. Así, el gran agujero mencionado más arriba habría sido producido por fragmentos de gas eyectados inicialmente en dirección perpendicular al plano galáctico, arrastrando y ionizando al material encontrado en su camino hacia el bajo halo. Por otro lado, el material eyectado oblicuamente fuera del plano galáctico debería volver a caer hacia éste por efecto gravitatorio en un tiempo t, característico para las oscilaciones perpendiculares al plano galáctico. Resulta ser que t es menor que la edad del CG. De ahí que este escenario también predice posibles colisiones de tales fragmentos con material del plano galáctico o nubes que se encuentren cerca de él (Olano, 1982, Pöppel, Marronetti, Benaglia, 1994, A&A 287, 601, Pöppel & Marronetti, 2000, A&A 358, 299).

 

La causa u origen del supuesto evento explosivo no está bien establecido. Se menciona la acción del grupo estelar Cas-Tau, una asociación estelar fósil (o sea, muy evolucionada y desprovista de estrellas jóvenes), que a su vez, se habría formado por el pasaje de un brazo espiral producido por las ondas de densidad a escala galáctica en concordancia con las teorías de la estructura espiral de las galaxias. Todo esto constituye un tema digno de ser investigado a fondo.

 

Puede agregarse que, según este escenario cabría esperar que el interior del anillo de Lindblad esté vacío de complejos interestelares por efectos del barrido de todo el material durante la expansión del anillo. Sin embargo, en el interior del anillo se encuentra el conocido complejo de nubes oscuras y moleculares de Tauro a una distancia de unos 150 pc del sistema solar. Una posible explicación de esta aparente contradicción ha sido propuesta por Olano y Pöppel, (1987, A&A 179, 202). Según los cálculos de estos investigadores del IAR, las nubes de Tauro podrían haberse originado hace unos 18 millones de años, debido a un fenómeno explosivo secundario ocurrido en una zona del anillo que actualmente se encuentra en Puppis-Canis Maior, en una zona caracterizada por una marcada escasez de material interestelar en el anillo de Lindblad. La causa del fenómeno explosivo secundario debería buscarse en una interacción particularmente fuerte con el material barrido por el anillo en dicha zona. Hasta el presente esta explicación no ha podido ni refutarse ni confirmarse observacionalmente.

 

El segundo escenario, vale decir la colisión de una nube de alta velocidad con el disco galáctico, podría explicar la formación de estratos inclinados, como los del CG, pero hasta el presente no intenta explicar ninguna de las características globales observadas en el MIL. Tampoco se han encontrado hasta el presente evidencias observacionales concluyentes en favor de este escenario. En principio, también es concebible un escenario combinado, donde una colisión de un gran complejo gaseoso con el disco podría haber producido las condiciones iniciales en las que ulteriormente se desarrolló un evento explosivo.

 

  • Una nueva teoría para encuadrar un origen común para el CG y el brazo local

Al margen de los dos escenarios arriba mencionados cabe mencionar también una nueva y elaborada teoría para explicar el origen no sólo del CG sino también del brazo local e incluso del supercúmulo (estelar) de Sirio. La existencia de este último ha sido motivo de controversia, dado que incluiría estrellas de edades muy dispares. En cuanto al brazo local y al CG, ya hemos mencionado sus edades similares, ambas no mayores que 60 millones de años. La nueva teoría se basa en un modelo computado por Carlos Olano (2001, AJ 121, 295).

 

Según este modelo, inicialmente una densa nube molecular de gran masa se encontraba describiendo su órbita galáctica en una zona interbrazos ubicada en lo que hoy es la zona del cuadrante galáctico III. A lo largo de su trayectoria surgieron inestabilidades gravitacionales en la nube, que originaron las estrellas del supercúmulo estelar de Sirio. El conjunto de estrellas y nube remanente continuó moviéndose conjuntamente hasta toparse con un brazo espiral (producto de la onda de densidad galáctica). Las estrellas, al no ser afectadas por dicho fenómeno, prosiguieron en sus órbitas sin perturbaciones. En cambio, la nube remanente fue fuertemente frenada separándose de las estrellas. Al atravesar la onda de densidad la nube molecular fue comprimida, separándose un semianillo gaseoso de su periferia, que dio origen al brazo local, en tanto que del núcleo de la nube se formó el CG.

La Figura 9 muestra en una proyección sobre el plano galáctico la evolución del sistema local durante los últimos 100 millones de años. Las curvas punteadas indican las trayectorias de las zonas periféricas de la gran nube molecular inicial. hacia su posiciones actuales (círculos). La zona más densa se indica con una franja sombreada. Esquematizaría el brazo local. La curva llena muestra la trayectoria del núcleo de la nube (posición inicial señalada con una cruz, la posición presente corresponde al círculo sombreado). Los circulitos sombreados llenos indican las posiciones de asociaciones estelares observadas.

 

La Figura 10 muestra en un diagrama l-V la curva esperada para el semianillo que habría originado el brazo local (en línea llena). Los círculos corresponden a las velocidades del OOL medidas por Sandqvist et al. (1976).

 

¿Qué tiene de positivo esta teoría, a primera vista un tanto especulativa? 1º) Que los valores de los parámetros físicos usados para los cálculos se derivaron de resultados observacionales. 2º) Que la teoría es pionera englobando tres sistemas diferentes (el brazo local, el CG y el supercúmulo de Sirio) de características individuales propias, cuyos respectivos orígenes y propiedades aún no son comprendidos al presente, y que bien podrían tener vínculos en común. 3º) Que la teoría hace predicciones que podrán chequearse observacionalmente en el futuro, confirmando o refutando sus conclusiones.

 

  • Investigaciones presentes sobre el MIL en el IAR

Diversos investigadores del IAR han hecho contribuciones al estudio del CG y del MIL en los últimos 20 años. A modo de ejemplo mencionamos dos publicaciones bastante citadas en la literatura científica sobre el tema, a saber:

a) la descripción de la cinemática del HI galáctico de Colomb, Pöppel y Heiles, (1980, A&AS 40, 47 producto de observaciones en el hemisferio norte hechas por integrantes de la Universidad de Berkeley complementadas con las observaciones hechas en el hemisferio sur por integrantes del IAR utilizando la antena parabólica No. 1),

b) el mencionado modelo de Olano, (1982, A&A 112, 195).

 

Al presente se están estudiando algunas de las características del MIL y de los objetos en él ubicados, mediante el nuevo relevamiento de alta sensibilidad en la línea de 21 cm del H en el hemisferio austral realizado en el IAR. En particular, se están estudiando las características físicas de las cáscaras (o shells) de material interestelar formadas alrededor de la asociación estelar de Sco-Cen, las cuales, por su gran cercanía, subtienden un ángulo cercano a los 180° sobre el cielo. Ellas son el resultado de la evolución temporal de dicha asociación estelar, la cual se considera parte del CG.

 

En la Figura 11 se muestra la distribución total del H atómico neutro en el rango de longitudes galácticas l = 230° a l = 360° + 40° y velocidades radiales entre -20 y +20 km/s. Las cruces corresponden a estrellas tempranas hasta el tipo espectral B2.5, incluyendo la estrella ζ Oph, presuntamente escapada (run-away) de la asociación y ubicada en la posición extrema l = 366°, b = +24°.

  • Referencias generales

Puestas al día sobre el MIL han sido presentadas por N.G. Bochkarev, (1987, ApS&S 103, 229 y 1990, “The Local Interstellar Medium”, Nauka ed., esta última en idioma ruso) y, en su relación con el CG por el autor, (1997, Fund. Cosmic Phys. 18, 1-270, cuya sección 4.7 tiene a Pedro Marronetti y Paula Benaglia como coautores). Una breve puesta al día sobre el CG puede verse también en un artículo del autor, (2001, en ‘From Darkness to Light’, ASP, p. 667, T. Montmerle y Ph. André, edts.).

  • Autor:

Wolfgang Pöppel