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Polvo y Moléculas en la Vía Láctea

óptica CO rayos X IRAS HI

Fecha:6.6.1994 Hora:5:36 UT Exposición:60m
Campo visual:100o x 65o Emulsión:Scotchchrome 400 Filtro:ninguno
Instrumento:f=21mm 1/4,0 Lugar: Cerro Tololo Observador:S. Kohle

© Copyright de los observadores

La imagen para el CO se obtuvo del CO survey of the Milky Way. (Copyright by Tom Dame et al., Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.) La imagen de rayos X procede del proyecto ROSAT All-Sky Survey. La imagen infrarroja se obtuvo mediante el Satélite Astronómico Infrarrojo IRAS. El mapa del HI procede de Dickey y Lockman. La imagen se obtuvo de la página SKYVIEW.

Desde el hemisferio sur, si el cielo está oscuro, se puede ver el centro de la Vía Láctea. El punto de vista, la Tierra, está situado en un brazo espiral del disco galáctico. La luz de las estrellas presentes en el disco y el ensanchamiento central de nuestra galaxia espiral quedan parcialmente ocultos por las nubes oscuras de polvo y gas. Nuestros conocimientos actuales indican que la proporción de polvo y gas se mantiene aproximadamente constante. El polvo procede en parte de las envolturas estelares y se ha ido acumulando a lo largo de varios ciclos de evolución estelar. El medio interestelar tiene estructura grumosa. En las zonas más densas, los átomos de hidrógeno quedan protegidos de la radiación interestelar por el polvo, y se pueden formar nubes moleculares. Esto explica la buena correlación existente entre la emisión total del CO (imagen en falso color) y las nubes de polvo (imagen óptica).
La imagen de rayos X es una tricromía obtenida mediante el satélite ROSAT a partir de diferentes bandas de energía (1/4 keV = rojo, 3/4 keV = verde y 1,5 keV = azul). Como puede comprobar, las polvorientas nubes moleculares aborben los rayos X de alta energía, por lo que esas regiones del cielo aparecen de color rojo oscuro.
La imagen IRAS muestra la emisión térmica del polvo caliente, a 100 micras. La mayor parte de la masa de polvo está frío, por lo que emite radiación de longitud de onda más larga. Esta es la razón por la que no se aprecia bien aquí la relación inversa entre emisión y absorción del polvo. La imagen HI muestra la distribución del hidrógeno neutro.


Institutos Astronómicos de la Universidad de Bonn

Versión Española: Antonio Parra