Históricamente, se ha llamado Vía Láctea a la banda luminosa, algo tenue, que atraviesa el cielo nocturno, alcanzando su máximo esplendor durante el invierno del hemisferio sur; su nombre es de carácter mitológico y proviene del aspecto lechoso que presenta.

En esa zona del cielo el número de estrellas es apreciablemente mayor que en otras regiones; esto implica que en el espacio la distribución de las estrellas no esesf érica, lo que indica que el número de estrellas que vemos en cualquier dirección del cielo no es la misma.

Las primeras investigaciones sobre la forma de la Vía Láctea sugirieron que podía tratarse de un disco muy achatado con el Sol ubicado en su centro; observando hacia el plano de ese disco, el número de objetos es mayor que una observación en el sentido perpendicular.

Posteriormente se determinó que el Sol no se encuentra en el centro, sino a unos 25 mil años luz (AL) del mismo; este resultado surgió del análisis de la distribución de los cúmulos globulares. La Vía Láctea comenzó a considerarse entonces como una galaxia, es decir un enorme conglomerado de estrellas muchas veces superior a los cúmulos estelares, ya que ella misma contiene a miles de ellos. El Sol y su sistema planetario forma parte de la galaxia Vía Láctea y la banda luminosa que vemos en el cielo es, por lo tanto, sólo una parte de dicha galaxia vista de canto.

Más tarde se determinó que la Vía Láctea es una galaxia de forma espiral compuesta de un núcleo y dos brazos que parten del mismo. Las estrellas más luminosas (y de alta temperatura) se ubican siguiendo esa estructura espiral; esto fue confirmado al comprobar la distribución del hidrógeno interestelar.

En general, todo lo que vemos en el cielo a simple vista forma parte de la Vía Láctea. Una excepción son las llamadas Nubes de Magallanes; (la Nube Mayor y la Nube Menor), difusas que se observan como dos pequeñas manchas, son visibles en el cielo del hemisferio sur.

Los objetos celestes más brillantes, como las estrellas más luminosas, las nebulosas brillantes, las nebulosas oscuras y los cúmulos abiertos, también se ubican en los brazos espirales de la Vía Láctea. Pero, el resto de las estrellas, entre ellas nuestro Sol, aparecen distribuidos entre los brazos.

Las más recientes estimaciones acerca del número de estrellas que componen la Vía Láctea indican que habría unas 200 mil millones de estrellas distribuidas en un diámetro cercano a los 80.000 AL en un espesor de alrededor de 5.000 AL.

Las diferentes regiones de la Vía Láctea no se parecen unas de otras, tanto en sus movimientos como en las características de las estrellas que aparecían en ellas. De este modo se introdujo el concepto de poblaciones estelares, una idea que permitió separara los objetos según sus edades, la abundancia de los elementos químicos presentes, y también por su ubicación y distribución en relación con la Vía Láctea.

De acuerdo a estas condiciones han sido definidas tres clases de poblaciones:

1. Población del Halo. Los objetos se distribuyen en una esfera con una fuerte concentración hacia el centro de la galaxia; son los más viejos de la galaxia.
2. Población del Disco. Componen una estructura bastante aplanada y concentrada hacia el plano galáctico.
3. Población de los Brazos Espirales. Son objetos muy jóvenes; justamente considerando su corta edad, se ha deducido que en los brazos espirales se originarían las estrellas a partir de la condensación del gas y el polvo del material interestelar.

En el espacio entre las estrellas hay gas y polvo, los cuales representan, al menos, un 20% de la masa de nuestra galaxia. En la Vía Láctea se considera que existe una densidad de gas de aproximadamente 0,2 a 0,5 átomos/cm³ en los alrededores del Sol; con respecto al polvo se estima un promedio de 1 g/cm³.

El gas se trata de átomos y moléculas, fundamentalmente de hidrógeno; en orden de abundancia le siguen el helio, el carbono, el oxígeno, el nitrógeno y el hierro. Por su parte, el polvo son diminutas partículas, en general menores que 10 micrones; el polvo no brilla y por lo tanto sólo se lo distingue cuando se proyecta sobre regiones brillantes (nebulosas o cúmulos).

La materia interestelar se encuentra concentrada principalmente hacia el plano de la galaxia, en la faja que corresponde a la Vía Láctea; allí se pueden observar nebulosidades brillantes de carácter difuso denominadas nebulosas. Estas nebulosas se clasifican según tres tipos: (a) nebulosas brillantes o de emisión, (b) nebulosas de reflexión y (c) nebulosas planetarias.

El hidrógeno aparece tanto ionizado como neutro; las nebulosas brillantes se componen de hidrógeno ionizado y de otros elementos también ionizados. El hidrógeno no ionizado (neutro) se encuentra en los brazos espirales de la Vía Láctea y es posible detectarlo a través de las radio ondas.

A las nubes de hidrógeno neutro, se las conoce como Regiones HI; su temperatura se encuentra entre los -150 ºC; y -50 ºC;. Las nebulosas de emisión (como la de Orión) brillan por influencia de estrellas cercanas muy luminosas y por consiguiente de alta temperatura. Las regiones donde ser observan estas nebulosidades son denominadas Regiones HII; la temperatura de estas regiones es del orden de los 10.000 ºC; en ellas, las partículas sólidas se han evaporado y se componen fundamentalmente por átomos e iones, formando una nube de baja densidad.

Finalmente, mencionemos una nebulosa como la asociada al cúmulo abierto de Pléyades, que muestra un espectro (de absorción) similar al de las estrellas más brillantes del grupo; este hecho indica que la nebulosa (de polvo) refleja la luz de las estrellas: es una nebulosa de reflexión.

Por otra parte, una nebulosa planetaria consiste en una nube de gas que rodea una estrella brillante, la cual se halla en un estado evolutivo avanzado. La nebulosa corresponde a la superficie proyectada de una esfera y, ópticamente, presenta un disco circular (de allí su nombre de planetaria, ya que simula el disco de un planeta). Estas nebulosas resultan del proceso de pérdida de masa por parte de una estrella ubicada en su centro.

El polvo interestelar no puede ser observado directamente; su presencia se manifiesta por el efecto que produce sobre las estrellas situadas detrás: absorben la luz de las estrellas más alejadas. El polvo bloquea la luz de las estrellas más alejadas, de modo que en ciertas regiones aparecen manchas en el cielo tales como si fueran zonas oscuras. Por otra parte, se debe recordar también que el polvo cambia el color de la luz; en el decir de los astrónomos: la enrojecen, es decir, transmiten más fácilmente luz roja que luz azul.

Tambi&eacuten existen nubes de material interestelar absorbente, conocidas como nebulosas oscuras: objetos que ocultan la luz de las estrellas situadas detrás de los mismos; en las cercanías del polo sur celeste se halla una muy conocida, ya que se puede detectar su presencia a simple vista. Es la nebulosa llamada Bolsa de Carbón, en la constelación de la Cruz del Sur.

El polvo interestelar está compuesto de partículas de grafitografito (carbono) combinado con otros elementos que podrían ser oxígeno, silicio, hierro, magnesio, y, en ocasiones, con una variada gama de moléculas adheridas en su superficie.

La lenta acumulación de gas y polvo puede conducir a la formación de nuevas estrellas, las cuales tendrán diferente composición química de acuerdo con el momento que nazcan. En general, el gas frío no es visible para nuestros telescopios convencionales y se hacen necesarios entonces los radiotelescopios; sólo cuando el gas que rodea una estrella de muy alta temperatura, se calienta y resulta entonces perfectamente visible.

Físicamente, toda acumulación de masa genera un campo gravitatorio a su alrededor cuya potencia depende de la cantidad de masa y también del tamaño que tenga esa acumulación. Por esta razón, por ejemplo, una nave espacial que debe escapar de nuestro planeta, necesita poseer suficiente energía para vencer la atracción gravitatoria terrestre. Si a la nave se le imprime una velocidad menor que la necesaria para que escape (11,2 km/seg) caerá a la Tierra, imposibilitada de salir.

Cuanto más masivo sea un astro (sea planeta o estrella) mayor será la velocidad de escape del mismo; debe tenerse presente entonces, que en objetos muy masivos (enanas blancas o estrellas de neutrones) la atracción gravitatoria es enorme.

La teoría indica que los objetos llamados agujeros negros se formarían cuando una cantidad apreciable de materia cósmica se acumula en un volumen extremadamente reducido del espacio; por ejemplo, luego del colapso de una estrella.

En un agujero negro, la fuerza de atracción que ejerce su gravedad es tan intensa que la materia se comprime hasta límites increíbles; al adquirir un estado tan denso, la gravedad resulta tan elevada que ni la luz puede escapar de él. Por esta causa el objeto no será observable: será “negro”, a decir por los astrónomos. La denominación de “agujero” surge al designar al cuerpo del que no puede escapar nada a causa de su gravedad y que parece absorber toda la materia circundante.

Se ha calculado que las dimensiones de un agujero negro no superarían 1 km de diámetro, y que le correspondería una cantidad de masa entre una similar a la de la Tierra y masas equivalentes a varios miles de soles.

Los astrónomos han estimado que la materia atraída hacia un agujero negro será fuertemente acelerada por su gravedad y, por lo tanto, las partículas que la componen entrarán en un estado de continua colisión mutua, cayendo a muy grandes velocidades en una curva de forma espiral. Por consiguiente, en los alrededores de un agujero negro se creará un violento torbellino, en el cual la materia trata de penetrar en un muy pequeño volumen del espacio.

El continuo choque de partículas acaba calentándolas muy intensamente y dando lugar a una radiación muy fuerte de energía. Si la temperatura alcanza a ser suficientemente tan elevada como para alcanzar los millones de grados (lo cual es muy probable en esas circunstancias), se puede detectar ese torbellino mediante observaciones de la radiación en Rayos X.

Hasta el momento no existe ninguna prueba concluyente de la existencia de agujeros negros. Por ser invisibles, sólo podrían ser detectados a través de sus efectos gravitacionales sobre otros cuerpos celestes, o bien en el caso singular de que se halle junto a otra estrella formando un sitema doble. Existe un sistema binario en la constelación del Cisne, donde se ha observado una potente fuente de Rayos X; aparentemente es de una de las dos componentes del sistema, justamente aquella que no es visible. Los datos recogidos de un sistema doble sugieren que un enigmático objeto (que sería muy pequeño), tendría masa suficientemente grande como para ser identificado como serio candidato a agujero negro.

Por otra parte se detectaron fuertes radiaciones de Rayos X en determinadas regiones del espacio; muchas de esas fuentes X son de carácter explosivo, lo que implicaría que podrían ser debidas también a agujeros negros. Algunos núcleos de galaxias además, son muy difíciles de identificar con algo conocido, por lo que algunos científicos consideran que podrían vincularse también con fenómenos similares a los agujeros negros.

Un pulsar es una clase especial de estrella variable, relacionado íntimamente con las estrellas de neutrones; en general tienen una cantidad de materia similar a la del Sol, pero comprimida en un tamaño no mayor de unos 15 km de diámetro.

El descubrimiento de las estrellas de neutrones o púlsares, completamente inesperado, confirmó estudios teóricos respecto de la posibilidad de la existencia de estrellas muy compactas pero con una masa similar a la masa solar. En esas condiciones, se había calculado que la materia constituyente del astro debía estar constituida sólo por neutrones. Podrían rotar muy rápidamente (en fracciones de segundo) y cualquier emisión de energía desde su superficie sería observada en forma similar a la luz de un faro marítimo: destellos a intervalos iguales (de allí su denominación como púlsares). Así, la energía de estas verdaderas estrellas de neutrones giratorias llega en forma de ondas de radio.

Se conocen actualmente varios cientos de púlsares. El primero de ellos fue descubierto por A. Hewish y Jocelyn Bell, en 1967, al detectar radiación emitida en forma de “pulsos” con intervalos extremadamente cortos de tiempo. Al captar esos destellos con un período tan corto y preciso, se pensó que podría tratarse de señales inteligentes de seres extraterrestres, pero más tarde se verificó lo erróneo de esta hipótesis. Los intervalos entre los pulsos observados en los púlsares son de fracciones de segundo y además la separación entre ellos se mantiene perfectamente constante.

En el caso de la supernova que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo, la estrella que quedó como residuo luego de la explosión, es justamente un pulsar con un período de algunas centésimas de segundo; en este caso en sólo un segundo el pulsar brilla y se oscurece unas 30 veces.