La galàxia

El cosmos medieval

En aixecar el cap de nit es veu, a grans trets, el mateix cel que veien els éssers humans més antics. El significat de l’espectacle celeste és, però, molt diferent per als éssers humans de principi del segle XXI que per a les generacions anteriors. Fins la revolució científica del segle XVII es considerava que la Terra ocupava el centre de l’Univers. Al seu voltant giraven els planetes, categoria en la qual aleshores s’hi incloïen tant la Lluna i el Sol com cinc dels astres que ara classifiquem dins d’aquest grup: Mercuri, Venus, Mart, Júpiter i Saturn. Més enllà de Saturn hi havia una esfera sòlida, de color negre, sovint anomenada esfera de les estrelles fixes. S’admetia que el fons negre del cel nocturn corresponia veritablement a una superfície rígida, un objecte real del qual penjaven les estrelles com si es tractés de fanals. Al final del segle XVI, el més gran dels observadors del cel sense telescopi, Tycho Brahe, estava convençut que era capaç de distingir a ull nu la grandària aparent de les estrelles, la qual estimava en pocs minuts d’arc. Per tant, i atès que tampoc no les situava a grans distàncies de la Terra, les estrelles no podien ser objectes excessivament grans. Això il·lustra prou bé fins a quin punt s’admetia que el Sol i les estrelles pertanyien a categories d’objectes totalment diferents.

Aquesta visió clàssica del cel com una mena de closca tancada implicava que al cosmos hi havia només un objecte comparable al Sol, i que la Terra era l’únic món, l’únic lloc de l’Univers on esdevenen coses importants. És clara la rellevància que adquireixen l’ésser humà i les seves preocupacions dins d’aquesta visió del món. Tot i així, va ser un contemporani de Tycho Brahe, Giordano Bruno (1548 – 1600), qui va proposar seriosament la possibilitat que el fons fosc del cel no fos una superfície sòlida, sinó tan sols la visió de l’espai buit entre les estrelles, les quals, en la visió bruniana, s’estenien fins l’infinit i eren, a més, objectes de la mateixa natura que el Sol. Aquesta proposta, lligada a l’acceptació per Bruno del model heliocèntric, conduïa directament a la visió moderna del cel nocturn: un espai enorme, de grandària indefinida, dins del qual floten les estrelles, altres sols per dret propi i, per tant, probablement envoltats d’altres terres, possiblement habitades.

Interpretacions de la Via Làctia

Al cel de nit no es veuen només estrelles i planetes. Des d’un lloc d’observació prou fosc s’aprecia, també, una banda lluminosa de textura difosa que recorre tot el firmament de banda a banda al llarg d’un camí gairebé perpendicular al recorregut aparent que traça cada any el Sol al voltant de la Terra.

Aquesta banda de llum nuvolosa rep el nom de Via Làctia. Si la visió antiga del cel identificava les estrelles amb una mena de fanals no gaire grans penjats de la superfície d’una esfera fosca, calia també alguna mena d’interpretació de la Via Làctia. En la tradició astronòmica occidental precopernicana la Via Làctia no va preocupar gaire ni els observadors ni els teòrics. S’admetia que havia de tractar-se d’alguna mena de tret fixat a l’esfera celeste, de natura mai no determinada del tot.

La mitologia grega ofereix dues alternatives incompatibles entre si com a explicació de la Via Làctia. Segons un dels relats de la religió dels grecs antics, aquesta lluentor feble traça el recorregut cremat pel carro del Sol conduït per Faetont. Una altra història identifica el tret lluminós celeste amb la llet vessada de la deessa Hera quan alletava Hèracles. Aquesta segona història lliga directament amb l’etimologia de la paraula que es fa servir actualment en la majoria de llengües occidentals, atès que via làctia vol dir, literalment, ‘camí de llet’.

No falten interpretacions diferents d’aquest tret celeste en la cultura occidental, o en d’altres, sovint comparant-lo amb un riu o un corrent d’aigua, o bé amb cendres, o amb un camí, si bé hi ha idees fins i tot més originals, com les que comparen la Via Làctia amb la columna vertebral del firmament, o amb la soldadura o junta d’unió entre les dues meitats de l’esfera celeste.

Giordano Bruno tenia raó: la Terra no és el centre de l’Univers, l’esfera celeste no existeix i les estrelles són objectes semblants al Sol. Si no hi ha una esfera negra sobre la qual pintar la Via Làctia, quina és aleshores la seva natura veritable? Demòcrit ja ho va suggerir al segle V aC: es tracta d’una agregació d’estrelles febles. Aquesta proposta, que no havia estat sostinguda per gairebé ningú al llarg de molts segles, va quedar confirmada de manera espectacular quan el 1609 Galileo Galilei (1564 – 1642) va fer servir per primer cop un telescopi per a observar el cel nocturn.

La Via Làctia a través dels ulls i del telescopi de Galileu

En els cursos elementals d’òptica és habitual presentar l’ull humà com a exemple d’instrument òptic, sovint comparat amb una càmera fotogràfica d’alguna mena. No és freqüent insistir, però, en les limitacions formidables que afecten l’ull considerat com a aparell òptic. Tot i les seves virtuts òbvies, l’òrgan de la visió humana és afectat per tot un seguit de defectes i aberracions no menys evidents. Entre els límits perceptius visuals humans destaquen, en primer lloc, la capacitat de resolució de detalls i la sensibilitat.

Hi ha exemples d’agudesa visual molt notable, com és el cas d’alguns astrònoms destacats entre els quals, probablement, es troba Tycho Brahe o, en temps més recents, el científic català fundador de l’Observatori Fabra, Josep Comas i Solà. Però fins i tot en el millor dels casos, la visió humana és incapaç de distingir detalls amb grandàries aparents inferiors a un minut d’arc, és a dir, tal com es veuria una moneda d’un euro situada a uns 80 m de distància.

Pel que fa a sensibilitat, l’exemple clàssic es troba en la brillantor de les estrelles més febles que s’arriben a distingir en les nits més fosques, amb una visió bona i en condicions idònies d’adaptació a la foscor.

La invenció del telescopi al començament del segle XVII va posar de manifest de manera molt clara la primera d’aquestes limitacions. Un aparell molt senzill fet de lents de vidre permetia multiplicar la capacitat de la visió humana per a distingir detalls petits. D’aquesta manera es feien accessibles a la vista objectes llunyans, o petits, que fins llavors quedaven fora de l’abast de l’ull, amb implicacions evidents pel que fa a tasques militars o de vigilància, però també, com ràpidament va comprovar Galileu, per a l’astronomia. La utilitat del telescopi per a multiplicar també la sensibilitat de l’ull a l’hora de distingir objectes febles no va ser evident fins que es va usar de nit en astronomia. Efectivament, l’ull humà recull llum a través d’una obertura de superfície limitada, la pupil·la de l’iris, la qual en la seva màxima obertura difícilment supera els 7 mm de diàmetre. El més petit dels telescopis de Galileu disposava d’una lent objectiu d’uns quants centímetres de diàmetre, la qual cosa permetia acumular molta més llum que l’ull sense ajut òptic i arribar a distingir, així, estrelles unes quantes vegades més febles que les que s’arriben a veure normalment.

Aquests dos avantatges del telescopi aplicats a l’observació del cel van tenir un paper en els descobriments publicats per Galileu. Bona part de les seves troballes amb el telescopi són degudes a la millora en la capacitat de distingir detalls, i crida l’atenció que tants trets rellevants descoberts pel científic toscà estiguessin tot just una mica més enllà del límit de resolució de l’ull. Els cràters lunars més grans mostren diàmetres aparents de l’ordre d’un o dos minuts d’arc, i el mateix és cert per a les taques solars més extenses. Els discos aparents dels planetes Júpiter i Venus jeuen just per sota del límit d’un minut d’arc. Els satèl·lits principals de Júpiter no s’arriben a distingir a ull nu per una combinació de proximitat al planeta i de lluentor reduïda. De fet, hi ha raons per a pensar que hi va haver observadors pretelescòpics que van distingir si més no un dels satèl·lits jovians. Els registres a la Xina de taques solars són molt anteriors a l’arribada del telescopi. Les muntanyes lunars més destacades es poden distingir sense telescopi sota les condicions adequades. Però l’avantatge més interessant del telescopi pel que fa a la visibilitat de la Via Làctia fa referència a la capacitat de distingir objectes més febles. Quan Galileu va observar el grup estel·lar de les Plèiades o la regió del Cinturó d’Orió va distingir-hi una multitud d’estrelles mai no vistes abans. I, en dirigir el seu rudimentari instrument òptic cap a la Via Làctia, va comprovar que, com Demòcrit proposà, consisteix en una acumulació d’estrelles febles. Giordano Bruno hauria gaudit d’aquesta troballa, si no hagués mort executat menys de deu anys abans. En paraules del mateix Galileu en la seva obra Sidereus Nuncius: “Per fi ens hem lliurat dels debats mundans sobre la natura de la Via Làctia. En realitat no és més que un conjunt d’estrelles innumerables organitzades en concentracions. En dirigir el telescopi cap a qualsevulla part d’ella, a la vista es mostra un núvol immens d’estrelles. Molts d’aquests núvols són prou grans i brillants, però el nombre dels petits queda fora de tot càlcul".

A partir de la introducció del telescopi en l’observació astronòmica feta per Galileu, ja res no va tornar a ser igual en la recerca del cel. Va començar l’era dels grans observadors, una època daurada de l’astronomia en la qual, al llarg de més de dos segles, es van succeir els avenços i els descobriments impulsats sempre per la millora de la tecnologia i, molt en especial, la producció de telescopis cada vegada més potents i perfectes.

De Herschel a Hubble: nebuloses i galàxies

Wilhelm Herschel va dedicar grans esforços a idear i construir telescopis, ja que es va adonar que aconseguiria millors resultats amb telescopis reflectors (amb miralls) que amb els refractors (amb lents). En efecte, va descobrir planetes, cometes i nombroses galàxies i nebuloses, com ara la nebulosa Esquimal (o Cara de Pallasso), amb una grandària aparent de 48’’ i de la qual el telescopi Hubble va prendre aquesta foto el 2000.

NASA / ESA / A. Fruchter (STSI) i ERO Team (STScl + ST-ECF).

Les primeres observacions telescòpiques van deixar clara la diferència entre les estrelles i els planetes. Els planetes eren astres sense llum pròpia que mostraven un disc de diàmetre perceptible i que, sota les diferents condicions d’il·luminació per la llum solar, mostraven fases comparables a les de la Lluna. Les estrelles, en canvi, i en contradicció manifesta amb l’opinió de Tycho Brahe, apareixien sempre, sota totes les condicions i amb qualsevol telescopi, com a objectes puntuals. La identificació de les estrelles amb altres sols llunyans va ser gairebé universal només una generació després de Galileu. L’esfera de les estrelles fixes s’havia trencat i la vista humana es va obrir a la visió bruniana d’un espai immens, potser infinit, ocupat per una quantitat aclaparadora d’objectes semblants al Sol.

La pregunta següent era com es distribueixen les estrelles per l’espai. Fins i tot l’observació més descuidada del cel mostra que la distribució de les estrelles no és pas aleatòria. Les estrelles més brillants apareixen escampades pertot arreu, però les febles mostren una tendència notable a concentrarse prop de la Via Làctia. Aquesta tendència resulta extrema quan es considera la composició estel·lar de la nebulositat lluminosa de la Via Làctia, com va comprovar Galileu amb el seu telescopi. A partir d’aquestes observacions no va trigar a aparèixer una idea bàsica sobre la possible distribució dels innumerables sols a l’espai. Les estrelles serien distribuïdes dins d’una gran estructura aplanada, potser amb forma de disc. El Sol, un més entre aquesta distribució immensa d’astres, es trobaria prop del pla de simetria d’aquesta estructura plana. Aleshores, en observar segons direccions perpendiculars a aquest pla, la vista travessa un gruix petit d’espai poblat per estrelles. Per tant, en aquestes direccions s’aprecia una densitat aparent d’estrelles relativament petita. En canvi, en observar al llarg de direccions contingudes dins del pla, la línia visual passa al costat de multitud d’estrelles. Tant, que la lluentor acumulada de les més llunyanes acaba per formar una banda brillant, difosa, projectada contra el fons del cel: la Via Làctia. D’aquesta manera, l’astronomia telescòpica va explicar la natura de la Via Làctia en termes de la visió que des del sistema solar es té d’una estructura gegant feta d’estrelles i que va rebre un nom: la Galàxia. Si l’etimologia de Via Làctia es refereix a la paraula llatina lacteos, ‘lletós’, Galàxia prové del seu equivalent grec, γαλαξιας.

Per tal de concretar i quantificar més en detall l’estructura veritable de la Galàxia calia recollir més dades. Va destacar en aquest esforç l’astrònom alemany establert a Anglaterra Friedrich Wilhelm Herschel (1738 – 1822). La gran habilitat de Herschel per a construir telescopis molt superiors als existents fins aleshores li van permetre efec tuar descobriments molt notables, com ara el del planeta Urà l’any 1787.

Pel que fa a l’estructura de la Galàxia, Wilhelm Herschel va acarar el problema pel mètode dels recomptes estel·lars. Va admetre de manera general i explícita que totes les estrelles són aproximadament iguals, semblants al Sol. De manera no explícita admetia, també, que la Galàxia és composta d’estrelles, però que entre elles no hi ha quantitats significatives de material difós que pugui exercir efectes absorbents o d’atenuació de la llum. Des del punt de vista observacional la tècnica consistia a estudiar amb un telescopi tan potent com fos possible (amb el “poder de penetració" més gran, en la seva terminologia) un seguit d’àrees celestes seleccionades, i recomptar-hi les estrelles visibles. D’acord amb les hipòtesis de partida, el nombre d’estrelles detectat en cada lloc havia de representar l’extensió de la Galàxia en aquella direcció.

A la llarga es va comprovar que cap de les dues hipòtesis de Herschel era correcta. Tot i així, les seves conclusions van proporcionar la primera estimació de la forma i les dimensions de la Galàxia formulada a partir de mesures científiques quantitatives. Herschel va concloure que la Galàxia té la forma d’un disc o d’una llentia, amb el Sol situat molt a prop del seu centre. D’acord amb els seus estudis, el disc tenia un diàmetre equivalent a unes cinc vegades el seu gruix. Tot i que la forma general de la Galàxia que va acceptar Herschel té prou sentit, les mides que va estimar estaven molt errades. De les seves suposicions de partida, la que més afectà les conclusions va ser la que consistia a admetre que l’espai interestel·lar és buit i perfectament transparent. A l’espai no hi ha només estrelles i planetes. Ja des dels primers temps d’observació telescòpica del firmament es van descobrir objectes nebulosos. El primer d’aquesta mena d’objectes era conegut fins i tot des d’abans de l’ús astronòmic del telescopi: l’astrònom persa al-Sufi (903 – 986) ja va descriure la nebulosa d’Andròmeda al segle X, però amb els telescopis el cens d’objectes nebulosos va créixer notablement. En aquest sentit, el francès Charles Messier (1730 – 1817) va produir a mitjan segle XVIII un catàleg amb un centenar d’aquests cossos, i el mateix Wilhelm Herschel va allargar aquesta llista fins a incloure-hi uns quants milers d’objectes, a partir d’observacions efectuades amb els telescopis construïts per ell.

En el dibuix que va publicar Wilhelm Herschel en l’article “On the Construcion of the Heavens" en la revista Philosophical Transactions of the Royal Society of London el 1785, es veu que deduí correctament que la Galàxia té una estructura aplanada. En no tenir en compte l’absorció de la llum causada pel medi interestel·lar, però, va arribar a la conclusió equivocada que el Sol ocupa el centre de la Galàxia.

A partir de fons diverses.

Al principi, Herschel va comprovar que fent servir telescopis potents, amb gran “poder de penetració", moltes d’aquestes “nebuloses" s’acabaven resolent en una mena de granulat d’estrelles febles. Es tractava, doncs, no de veritable material nebular, sinó d’agregats estel·lars. Per tant, durant bona part de la seva vida Herschel va creure que la nebulositat veritable no existia a l’Univers, que tots els objectes difosos catalogats com a “nebuloses" eren en realitat cúmuls d’estrelles. D’aquí que confiés tant en la segona hipòtesi del seu mètode per als recomptes estel·lars: la natura transparent del medi interestel·lar. Amb el pas del temps, però, Herschel va considerar la possibilitat que existissin objectes difosos conformats per material gasós, nebulositat veritable. Tot i així, era lluny d’imaginar l’enorme importància de la matèria interestel·lar dins la Galàxia, i la intensitat del seu poder absorbent de la llum. Durant moltes dècades es va debatre sobre aquest dilema. Fins i tot es van emprendre projectes tecnològics d’envergadura, com la construcció del gegantí Gran Telescopi de Melbourne, amb l’objectiu científic central d’esbrinar si veritablement totes les nebulositats es podien resoldre en estrelles, o si s’hi aprecien canvis de brillantor o de forma que poguessin suggerir una composició gasosa. La solució no va arribar fins el 1864, quan William Huggins (1824 – 1910) va aplicar l’anàlisi espectral i va concloure que hi ha objectes nebulosos conformats per estrelles, però que també n’hi ha de fets de gas pur, veritable matèria nebular lliure a l’espai interestel·lar.

El quadre semblava que s’aclaria amb dues categories definides d’objectes difosos situats, segons tots els indicis, dins la Galàxia. D’una banda hi havia cúmuls estel·lars, amb trets espectrals estel·lars; de fet, amb telescopis prou potents s’apreciava que eren formats per estrelles. D’altra banda, hi havia objectes nebulars, amb espectres clarament gasosos i impossibles de resoldre en granulat d’estrelles fins i tot amb els telescopis més poderosos. Però hi havia una tercera categoria de nebuloses que no acabaven d’encaixar dins d’aquest esquema. Eren els objectes denominats, de manera general, nebuloses espirals. Els seus espectres suggerien una composició estel·lar, però no era possible resoldre’ls ni amb els telescopis més grans. Això implicaria que, en cas de tractar-se d’una mena de cúmuls d’estrelles, serien extremament llunyans; tan lluny que potser quedarien situats fora de la Galàxia. Tan lluny que potser calia considerar que es tractés d’estructures immenses equivalents a la Galàxia, és a dir, galàxies externes a la del sistema solar. Una part de la comunitat astronòmica creia que les nebuloses espirals eren objectes continguts a la Galàxia, i que representaven el tipus de remolins de gas que s’esperava detectar en el cas de sistemes planetaris en fase de formació. Altres astrònoms eren partidaris de considerar les nebuloses espirals com a galàxies externes o universos-illa, segons la terminologia proposada per Immanuel Kant (1724 – 1804), el filòsof prussià, al final del segle XVIII.

L’any 1924 la polèmica va tocar la seva fi. L’astrònom Edwin P. Hubble (1889 – 1953), fent servir un telescopi especialment potent i mètodes fotogràfics d’enregistrament, va registrar algunes estrelles dins la nebulosa d’Andròmeda. Entre aquests astres hi havia, a més, uns quants d’un tipus especial, variables cefeides, que permetien estimar la distància de la nebulosa. La conclusió era demolidora: la nebulosa d’Andròmeda és una galàxia com la nostra; anàlogament, també la resta de nebuloses espirals s’havien de considerar galàxies independents a partir d’aquell moment. El cosmos no era format únicament per la galàxia que conté el sistema solar, amb forma de disc aplanat, aïllada i sola al mig d’un espai indeterminat, potser infinit. Així com la Galàxia consta d’una quantitat aclaparadora de sols entre els quals el que constitueix el centre del sistema solar queda reduït a la irrellevància més absoluta, la Galàxia no és més que una altra galàxia entre els centenars de milers de milions que poblen l’Univers fins les distàncies més llunyanes.

D’aquesta manera la humanitat ha passat de contemplar la Via Làctia, aquella banda lluent i difosa que creua el cel, com un tret poc important dibuixat sobre una closca negra, a entendre la seva veritable natura: la Via Làctia no és ni més ni menys que l’aspecte que una galàxia espiral ofereix a qui l’observa des del seu interior. Un espectacle immens que situa el Sol i la Terra en el seu context còsmic. I a més, en les nits fosques de la tardor, lluny de les fonts de contaminació lumínica, es pot gaudir de la visió de la Via Làctia i, també, d’aquella altra taca difosa que va descriure al-Sufi al segle X, la nebulosa d’Andròmeda, ara coneguda com la galàxia d’Andròmeda, i és possible fer-se una idea de l’aspecte que la Galàxia podria oferir a observadors que potser ara, en aquest mateix moment, estiguin apuntant els seus telescopis cap al Sol des d’aquell univers illa proper.

Com és la Galàxia

El Sol és una més entre una multitud aclaparadora d’estrelles que comparteixen un racó de l’espai, distribuïdes dins d’una estructura aplanada que se sol anomenar la Galàxia; però des d’aquesta descripció molt general, pròpia més aviat dels temps de Herschel, durant l’últim segle s’ha assolit un coneixement prou detallat sobre les dimensions, la massa, l’estructura i els moviments de la Galàxia. Una primera aproximació a la seva estructura és suficient per a interpretar correctament la visió del firmament profund observat des de la Terra.

El component més característic de qualsevol galàxia de tipus espiral és el disc. El disc galàctic és una estructura circular aplanada amb unes dimensions aproximades de 100.000 anys llum de diàmetre i al voltant de 2.000 anys llum de gruix, tot i que aquesta segona quantitat varia des de la part interior fins a les vores, més primes, i s’ha de matisar quan s’estudia en detall l’estructura del propi disc. Al centre del disc s’hi superposa una estructura esferoïdal amb un diàmetre de 20.000 anys llum: el bulb galàctic. El centre galàctic és la regió gairebé puntual al voltant de la qual es distribueixen tant el disc com el bulb. Envoltant el disc i el bulb hi ha el tercer component de la Galàxia: l’halo, una distribució d’estrelles també amb simetria esfèrica, però molt menys densa que el bulb.

El disc

El disc galàctic no només conté estrelles, sinó també una quantitat considerable de material interestel·lar en forma de gas i pols. Aquest material es concentra preferentment cap al pla de simetria del disc, anomenat pla galàctic. La pols interestel·lar és molt rellevant, perquè és la responsable d’esmorteir i debilitar la lluentor dels objectes situats darrere. En conseqüència, la línia visual adreçada vers l’espai des de la Terra no abasta distàncies molt grans, quan es dirigeix prop del pla galàctic. Ignorar la pols interestel·lar i les seves propietats absorbents va ser un dels errors metodològics més greus de Herschel en el seu estudi de recomptes estel·lars. Val a dir que tota la comunitat astronòmica va estar d’acord durant gairebé tota la primera meitat del segle XX que l’espai interestel·lar era essencialment transparent. El descobriment de les nebulositats fosques va posar de manifest per què Herschel va concloure, en contradicció aparent amb el copernicanisme, que el Sol ocupava ben bé el centre de la Galàxia. Avui se sap que el Sol no és, ni de bon tros, a prop del centre galàctic, sinó més aviat cap a les vores del disc, a una distància aproximada del centre de 26.000 anys llum.

El disc galàctic es troba en rotació d’una manera bastant organitzada. Si hom s’imagina sobrevolant la Galàxia per sobre de la seva cara nord, aleshores el disc gira al voltant del centre galàctic en sentit horari. La velocitat d’aquesta rotació varia amb la distància al centre, segons una funció complicada d’aquest paràmetre; a la rodalia del Sol aquesta velocitat és tal que el sistema solar completa una volta sencera a la Galàxia aproximadament cada 220 milions d’anys, amb una velocitat d’uns 220 km/s.

Com que només el disc disposa de gas i pols del medi interestel·lar i les estrelles noves es formen a partir d’aquesta mena de material, actualment només es produeix formació estel·lar al disc, on hi ha tant estrelles joves com velles. Els coneguts braços espirals que sembla que es dibuixen al disc galàctic queden definits, principalment, per concentracions més elevades de material interestel·lar i d’estrelles joves, entre les quals hi ha una certa proporció d’astres massius, brillants i blavosos. Les estrelles noves que es formen a partir del medi interestel·lar no acostumen a aparèixer aïllades, sinó en agrupacions, les més conegudes de les quals reben el nom de cúmuls estel·lars oberts.

El bulb i l’halo

El gran cúmul d’Hèrcules, o M13, és un cúmul estel·lar globular. Aquest tipus d’agrupacions estel·lars són elements característics de l’halo galàctic. En observar el cel es troben dins d’una àrea extensa centrada en la constel·lació del Sagitari, que conté el centre galàctic.

NASA, ESA i Hubble Heritage Team (STSd / AURA).

El component esferoïdal de la Galàxia, format pel bulb i l’halo, gairebé no conté gas ni pols interestel·lar; pel contrari, és format quasi totalment per estrelles, que, en aquestes parts, són velles, ja que no hi ha els materials perquè se’n formin de noves. Els moviments d’aquestes estrelles no són tan ordenats com els del disc, sinó que segueixen òrbites distribuïdes de manera aleatòria a l’espai, com una mena d’eixam d’abelles al voltant de l’arna.

A l’halo galàctic hi ha tant estrelles individuals com estrelles agrupades en cúmuls d’una categoria diferent; es tracta dels cúmuls globulars, agrupacions esfèriques amb molts milers d’astres que segueixen de manera col·lectiva una òrbita per l’halo galàctic i que, de tant en tant, les fa travessar el disc.

La Galàxia vista des del seu interior

L’estructura i les simetries de la Galàxia es reflecteixen al firmament. El pla de simetria de la Galàxia, el pla galàctic, apareix projectat sobre l’esfera celeste com un cercle màxim, l’equador galàctic, que forma un angle molt pronunciat, d’uns 65°, amb l’equador celeste. Al llarg de l’equador galàctic s’acumula la brillantor difosa de la Via Làctia, causada per les estrelles del disc vistes en perspectiva des de la Terra. Per la seva banda, el material interestel·lar també s’acumula de manera molt notable prop de la Via Làctia.

Els núvols foscos situats a diferents distàncies del Sol conformen un patró irregular que amaga de la vista les parts més distants de la Galàxia. Val a dir que el centre galàctic es troba en direcció a la constel·lació de Sagitari, però no s’arriba a observar directament amb llum visible a causa del material absorbent; per tant, la seva recerca s’ha de fer no amb telescopis i detectors òptics, sinó amb instruments que treballin en altres bandes espectrals, com l’infraroig o les ones de ràdio.

Pel que fa al material nebulós, adopta diferents aspectes, com ara nebuloses fosques i brillants. Tota aquesta categoria d’objectes són abundants prop del pla galàctic i gairebé no es troben en direccions del cel apartades de la Via Làctia. El mateix esdevé amb una mena diferent de nebuloses, les nebuloses planetàries, relacionades no amb la formació estel·lar, sinó amb la mort d’estrelles de massa mitjana i petita. També els cúmuls estel·lars oberts s’agreguen prop del pla galàctic i pràcticament no se’n troben quan la visual es dirigeix al cel lluny de la Via Làctia.

Quant a l’halo galàctic, els objectes més destacats són els cúmuls globulars. Aquests cúmuls omplen tot l’halo formant una distribució aproximadament esfèrica, però més densa cap a la regió central. Des del punt de vista del Sol, situat al disc galàctic però apartat del centre, prop de les vores, aquest eixam de cúmuls globulars apareix vist des d’un costat. Aquests cúmuls formen, per tant, un núvol enorme centrat en el nucli galàctic. De fet, a la primera meitat del segle XX la distribució no simètrica dels cúmuls globulars va ser un dels indicis més forts que van fer pensar que la ubicació del Sol a la Galàxia no era central, como va deduir Herschel, sinó perifèrica, i que hi havia d’haver una quantitat considerable de material absorbent entre les estrelles. Per aquests motius, els cúmuls globulars són especialment abundants a les regions celestes situades cap al centre galàctic, en les constel·lacions del Sagitari, Ofiüc (o Serpentari) i l’Escorpió. Formen un núvol bastant simètric, que no presenta cap mena de concentració especial vers el pla galàctic, com correspon a una distribució d’objectes de l’halo que no comparteixen ni l’estructura ni els moviments del disc.

Les galàxies externes a la Galàxia però properes a ella són els seus satèl·lits. Els més propers són els núvols de Magalhães, que només es poden observar des de l’hemisferi austral de la Terra. A continuació es troba la galàxia d’Andròmeda, que s’arriba a veure sense ajut òptic als cels boreals de la tardor. Persones amb molta agudesa visual i sota condicions excepcionals de foscor i manca de contaminació lumínica arriben a distingir també la galàxia del Triangle, o M33, situada al cel prop d’Andròmeda. A part d’aquests quatre objectes extragalàctics –els dos núvols de Magalhães, Andròmeda i el Triangle–, tota la resta d’astres que es distingeixen al firmament a ull nu pertanyen a la Galàxia. Val a dir que la majoria d’estrelles del firmament formen part del disc galàctic, tot i que de tant en tant es troba a la regió “propera" de l’espai alguna estrella que pertany a l’halo, com ara Artur, la quarta més brillant del firmament nocturn, que es troba a la constel·lació del Bover.

Una passejada per la Via Làctia

Coneguts els trets bàsics de l’estructura galàctica, té sentit efectuar un recorregut pel firmament per a interpretar allò que un observador situat a latituds mitjanes de l’hemisferi nord veu al cel en termes de la forma i propietats de la Galàxia.

El centre galàctic se situa a la constel·lació del Sagitari, prop de la seva frontera amb la constel·lació veïna de l’Escorpió. El veritable centre galàctic resta fora de l’abast de la visió humana perquè queda amagat darrere de les concentracions de material absorbent que hi ha al pla galàctic.

Tot i així, no costa adonar-se que la banda nebulosa de la Via Làctia apareix més intensa i gruixuda cap aquesta part del cel, orientada vers el bulb i el nucli de la Galàxia. Les fotografies fetes amb temps d’integració prolongat mostren, a més, un cert predomini d’estrelles llunyanes de coloracions taronjoses o vermelles, com correspon a la composició estel·lar del bulb. En tota aquesta àrea celeste són molt abundants els objectes característics del disc galàctic, en particular, les nebuloses de tota mena (brillants i fosques) i els cúmuls estel·lars oberts. Alhora, cap aquesta banda del firmament s’acumulen els cúmuls estel·lars globulars de l’halo; bastantes desenes d’aquests objectes jeuen en la direcció general del Sagitari, l’Escorpió i, molt principalment, Ofiüc, també anomenada Serpentari. Per a observar els cúmuls globulars més brillants cal disposar d’un telescopi petit o, si més no, d’uns prismàtics i una bona cartografia del cel.

A partir de Sagitari i cap al nord, no costa seguir la Via Làctia cap a les regions celestes típiques de l’estiu boreal, passant per les constel·lacions de l’Escut (on les concentracions de lluentor difosa de la Via Làctia assoleixen una intensitat especial) i l’Àguila. Una mica més enllà es troba la constel·lació del Cigne, situada ja a 90º de distància del centre galàctic. Cap a aquesta direcció general es dirigeix el moviment del Sol dins del disc galàctic en el seu recorregut al voltant del centre de la Galàxia. La regió del Cigne és especialment abundant en cúmuls estel·lars oberts i nebulositats de tota mena, com la que s’observa a partir del Cigne i cap al sud (com a mínim fins l’Escut), on es localitza una regió fosca que sembla dividir la Via Làctia en dues parts i que és formada per acumulacions de pols interestel·lar prop del pla galàctic: “l’esquerda del Cigne".

Des d’aquí i cap al nord celeste la visió s’acosta cap a la regió polar boreal, amb les constel·lacions de Cassiopea i Perseu en un lloc destacat. Tot i que els cúmuls estel·lars oberts continuen sent abundants en aquesta regió, s’aprecia una disminució gradual de la brillantor de la Via Làctia a mesura que la vista s’allunya de la zona interior de la Galàxia i s’orienta cap a la vora exterior.

En aquesta direcció, en passar per la Via Làctia cap a les constel·lacions de tardor Perseu i Andròmeda –que no s’ha de confondre amb la galàxia més brillant dins de la constel·lació i que rep el mateix nom o, també, M31–, s’assoleix la regió celeste on es localitzen dues galàxies que, amb la Galàxia, constitueixen el trio dominant del Grup Local. El Grup Local és un grup de més de trenta galàxies que ocupen una extensió el diàmetre del qual és d’uns 10 milions d’anys llum i que estan unides gravitatòriament. Les altres dues integrants principals del Grup Local són Andròmeda i el Triangle. Aquestes galàxies veïnes apareixen prop de la Via Làctia, però no darrere d’ella. De fet, si per casualitat les galàxies d’Andròmeda i del Triangle haguessin estat alineades amb el pla de simetria de la Galàxia, aleshores seria totalment impossible observar-les des de la Terra amb mitjans visuals, perquè les masses absorbents de pols del pla galàctic les amagarien permanentment.

Passat Perseu s’arriba a la direcció de l’anticentre galàctic. La visió es dirigeix en aquesta direcció del Cotxer, els Bessons i Taure cap a l’exterior. Per aquest motiu la Via Làctia típica de l’hivern boreal és molt menys brillant i definida que la part visible durant l’estiu, quan s’ofereixen a la mirada les riqueses del centre galàctic. A la regió de l’anticentre galàctic no es veuen cúmuls globulars.

A partir d’aquest punt, la Via Làctia d’hivern enfila cap al sud. Passat Orió s’assoleixen regions celestes que ac tualment mai no s’arriben a veure des de les latituds dels Països Catalans, com ara la Popa, la Quilla, la Creu del Sud o el Centaure. Dins la Creu del Sud hi ha la nebulositat fosca més cridanera de la Via Làctia, l’anomenat Sac de Carbó per la seva foscor. La quantitat d’estrelles brillants és en aquesta part del recorregut molt més destacada que no pas al nord. Al mateix temps, la densitat de lluentor de la Via Làctia torna a recuperar-se a poc a poc, a mesura que la visual s’allunya de l’anticentre galàctic i torna a dirigir-se cap a les denses regions del centre. Alhora, de nou s’aprecia l’aparició gradual dels cúmuls globulars de l’halo.

Més enllà de la Via Làctia

Aquest és l’aspecte del firmament al llarg de la Via Làctia. No obstant això, el material absorbent interestel·lar és capaç d’amagar els objectes llunyans que hi hagi darrere; això és cert per a astres que pertanyen a la Galàxia, però també per a objectes extragalàctics. Perquè efectivament al cel hi ha una multitud d’altres galàxies, moltes d’elles accessibles a l’observació amb prismàtics o amb telescopis petits. Però totes es troben apartades de la Via Làctia. No és que prop d’aquesta no hi hagi galàxies, sinó que les que hi ha no es deixen veure perquè el material absorbent les amaga.

Per aquest motiu, per a observar sistemes extragalàctics, com ara les concentracions de galàxies de la Verge, l’Óssa Major o el Lleó, cal dirigir la mirada cap a direccions apartades de la Via Làctia, la qual domina les nits d’estiu i d’hivern. La primavera i la tardor són les estacions de les galàxies externes, quan el pla galàctic no creua el firmament. En aquestes zones celestes es poden veure de manera ocasional cúmuls globulars, però el nombre de cúmuls oberts i nebuloses de qualsevol mena decreix moltíssim.

Les direccions perpendiculars a l’equador galàctic reben el nom de pols galàctics. El pol galàctic nord jeu a la constel·lació boreal de la Cabellera de Berenice, mentre que el sud cau a l’Escultor. Les estrelles que es veuen en aquestes regions despoblades, poc cridaneres i apartades de la Via Làctia pertanyen, naturalment, totes a la Galàxia. Però darrere d’aquest primer pla s’estén el buit intergalàctic, pràcticament sense material absorbent, i allà al fons s’arriben a distingir les concentracions de galàxies externes que assoleixen fins els límits de l’Univers observable.