Introducció
Si féssim un viatge al centre de la Via Làctia, què és el que ens trobaríem? Bé, potser la primera pregunta de totes és: què és la Via Làctia? Segurament tothom ho deu saber resumir a la seva manera. Quan observem un cel ben fosc, un dia de Lluna nova, es pot veure una banda lluminosa en el cel que ens creua. Tal com es veu en aquesta fotografia feta des de l’observatori del Teide a Tenerife.
Els nostres avantpassats pensaven que era com un riu de llet i per aquest motiu té el nom de Via Làctia. Bàsicament està composta de milers de milions d'estrelles i, observada amb un telescopi, la llum de cada estrella es confon amb la del costat i dona la sensació d'una llum contínua, com un núvol de llum difusa.
Al llarg de la història hi ha hagut dos models principals de l’Univers: el model tancat, amb la Terra com a centre de l’Univers i les estrelles immòbils en una esfera exterior, i el model obert, on les estrelles ja són molt més lluny i es mouen independents del moviment de la Terra.
Giordano Bruno (1584) adopta plenament l’heliocentrisme de Copèrnic i defensa un univers infinit. I és Emmanuel Kant (1724-1804), ja a cavall entre els segles XVIII i XIX, el primer en proposar que potser el conjunt d'estrelles que s’observen formen sistemes semblants al Sistema Solar, amb els seus propis planetes. A la seva obra “Història General de la Naturalesa i Teoria del Cel” (1755) parla de “universos illa” i, citant-lo textualment:
“el conjunt de les estrelles constitueixen tan clarament [···] un sistema com el que formen els planetes del nostre edifici solar entorn del Sol. La Via Làctia és el zodíac d’aquests superiors ordres universals [···].
No s’hauran format més sistemes solars i, en efecte, més Vies Làcties que han sortit en el camp il·limitat de l’espai universal?
Kant s’imagina aquestes “illes d’estrelles” com a discos aplanats distribuïts per l’espai.
Cal tenir en consideració que en aquella època encara no hi havia cap mesura de la distància a les estrelles. Hauria de passar encara més d’un segle per ser capaços de mesurar distàncies entre estrelles.
Arribem així als germans Frederick William Herschel (1738-1822) i Caroline Lucretia Herschel (1750-1848).
Anaven variant les coordinades de la direcció del telescopi tot anotant quantes estrelles hi veien en cada direcció. La seva hipòtesi de treball era que el nombre d’estrelles tenia una relació directa amb l’espai que ocupaven. Finalment, amb els resultats obtinguts, van representar la Via Làctia segons la forma de la imatge anterior dreta.
Aquesta tècnica es va anomenar recompte o estadístic estel·lar.
A finals del segle XIX es calculen ja distàncies entre estrelles i és l’astrònom neerlandès Jacobus Kapteyn (1851-1922) qui descriu a "Primer intent d'obtenir una teoria de la disposició i moviment del sistema sideri" (1922) [1] un univers illa amb forma lenticular en el qual la densitat decreix des del centre cap a les regions més externes, conegut com a model de l'univers de Kapteyn.
Segons el model de Kapteyn la Via Làctia tenia una grandària de 40.000 anys llum amb el Sol relativament prop del seu centre (a 2.000 anys llum).
Harlow Shapley (1885-1972) descobreix que la Via Làctia és molt més gran del que es creia fins aleshores i que la posició que hi té el Sol no té res d'especial. [2]
El model de Kapteyn és modificat posteriorment per Robert Trumpler (1886-1956) que va augmentar la grandària estimada de la galàxia fins a 100.000 anys llum, amb el Sol situat a uns 30.000 anys llum del centre galàctic. [3]
A la imatge següent, publicada per l’Agència Espacial Europea (ESA) dins la seva missió Gaia (2018), s’observa la Via Làctia i els núvols de Magallanes, únicament visibles des de l'hemisferi sud, dues illes d'estrelles separades de la nostra illa. Dues galàxies nanes que pertanyen al Grup Local de galàxies.
És a dir: l'univers no és compost per les estrelles que veiem, sinó per les estrelles que veiem agrupades en illes (com va suggerir Kant) i cadascuna d'aquestes illes ha rebut el nom de galàxia.
Les galàxies tenen formes i mides diferents i esquemàticament es classifiquen en galàxies el·líptiques, lenticulars, irregulars, espirals i espirals barrades. Per la mida poden ser nanes, normals o gegants.
S’agrupen a més formant cúmuls i supercúmuls galàctics. El nostre supercúmul s’anomena Laniakea. Descrit per primer cop per astrònoms de la Universitat de Hawaii a Manoa en un article publicat a la revista Nature el setembre de 2014. Conté 105 galàxies i 1016 estrelles. La seva mida aproximada és de 160 Mpc. [4]
On es troba el nostre petit grup local:
Les illes no estan isolades, sinó que formen arxipèlags.
La Via Làctia
La Via Làctia encara no s’ha pogut fotografiar mai des de l’exterior. Es calcula que té una amplada d’uns 52000 a. ll. [anys llum], amb uns 10000 a. ll. En el nucli. El Sol és situat a uns 26000 a. ll. Del centre de la galàxia.
La majoria de les seves estrelles estan concentrades al bulb central i en el seu centre hi ha un forat negre nomenat Sagitarius A*, corresponent a uns 4.297±0.012 milions de masses solars. El disc central no és pla sinó que presenta ondulacions. S’estima que el nucli té una densitat total d’uns 20000 milions de masses solars, i una lluminositat d’uns 5000 milions de cops la del Sol.
L’halo és una estructura esferoidal que embolica la galàxia. La concentració estel·lar és mínima, amb estrelles molt velles, núvols de gas i pols interestel·lar i una gran quantitat de matèria fosca —aproximadament el 88% de la massa total de la galàxia— inferida de les anomalies en la rotació de la galàxia. No s’hi formen noves estrelles i gira lentament en un moviment de rotació diferent al del disc.
Els cúmuls globulars són agrupacions de milions d’estrelles molt antigues, suposadament formades quan la galàxia col·lapsava en un gran núvol de gas en rotació.
A més, des de fa pocs anys, se sap que tot el Sistema Solar gira al voltant de la galàxia a una velocitat d’uns 220 km/s, tardant uns 250 Ma en fer la volta sencera [5] ; a més fa un moviment ondulatori de 87 Ma de període, a una velocitat mitjana d’uns 7.5 km/s.
Un viatge al centre de la Via Làctia
Com ja s’ha dit anteriorment, som a uns 26000 a. ll. del centre de la galàxia, el que fa del tot inviable un viatge real. Farem doncs un viatge virtual.
En el nostre viatge ens haurem de dirigir cap a la constel·lació de Sagitari. En travessarem el seu braç i els seus filaments i arribarem a la barra i posteriorment al centre de la galàxia, marcat amb el punt vermell, desapareixent en el forat negre.
Pel camí ens trobarem milions d’estrelles de tota mena en quant a lluminositat, color i mida. Moltes amb els seus sistemes planetaris. Unes en plena formació i altres ja mortes. Estrelles com les de la imatge següent.
Les més càlides de color blau, les més fredes de color vermell. Les més grans gairebé 3000 vegades la mida del Sol. Les més petites, les nanes blanques, de la mida d’un planeta però amb una massa enorme.
Trobarem doncs cossos de molt diferent mida, des d’asteroides i e planetes petits com Mercuri fins a estrelles enormes com VY Canis Majoris:
Iniciem el viatge dirigint-nos cap a la constel·lació d’Orió, amb el seu famós cinturó, i el cúmul de les Plèiades. Aquest és visible a simple vista, però amb un telescopi podem apreciar-hi les restes del núvol de gas que les va formar .
El viatge podria ser com en la recreació d’aquest muntatge a partir de diferents vídeos de l’European Southern Observatory (ESO): 
Viatge a Orió. S’hi observa la seva famosa nebulosa del Cap de Cavall. També són molt famosos els Pilars de la Creació de la nebulosa de l’Aguila dins la constel·lació de la Serp.
Una nebulosa està formada per gas i pols interestel·lar. El seu element químic predominant és l’hidrogen. De vegades són formades per l’explosió d’una supernova i són el lloc on es formen noves estrelles. Poden ser molt denses i fosques, com taques negres irregulars i opaques, o brillants, amb una superfície lleugerament lluminosa per l'emissió de llum pròpia o per la reflexió de la llum dels estels propers. Les nebuloses fosques contenen prop de la meitat de tota la matèria interestel·lar i és on es formen els nous estels per col·lapse gravitatori.
Tanmateix, els telescopis moderns poden veure darrera els cossos opacs utilitzant llum d’ona més curta que la llum visible. La imatge següent ens mostra els diferents tipus de llum, com a radiació electromagnètica. Contra menor és la longitud d’ona (en metres) major és la freqüència (en cicles/segon) i l’energia de la radiació (en electró-volts).
La radiació de longitud d’ona molt curta serà capaç de travessar la matèria sense xocar amb els seus àtoms, o fent-ho amb menys freqüència, com si fos transparent. Principalment s’utilitzen telescopis de llum infraroja o d’ones de radio que ens permetran obtenir imatges del centre de la galàxia, travessant els núvols opacs de la constel·lació de Sagitari. Imatges com les següents.
Amb ones de radio és quan es pot observar la font de radi de Sagitari (SGRA), filaments de restes de gas i pols en forma de filaments i restes de supernoves.
Imatges com la de la dreta s’aconsegueixen amb la col·laboració de diferents telescopis en diferents ubicacions del Món. Les imatges de cada telescopi es combinen posteriorment en una única imatge per la tècnica de la interferometria. Tot el procés és llarg i molt laboriós, augmentant progressivament la resolució de la imatge obtinguda.
Observant la imatge següent es constata que en el centre de la galàxia la concentració estel·lar és moltíssim més elevada que a la zona on és el nostre Sol. L’estrella més propera al Sol és Alfa Centauri situada a 4.36 a. ll. de distància. En canvi, com es pot apreciar a la imatge del centre de la galàxia, en una distància de 1 a. ll. hi ha moltes més estrelles.
Durant trenta anys es va observar quines eren les trajectòries de les estrelles més properes al centre de la galàxia. El resultat el podem observar en aquesta animació de les Òrbites de les S-stars al voltant del centre de la galàxia. [6]
S’observa com, de manera molt clara, les estrelles segueixen òrbites al voltant del punt vermell de la animació, totalment fosc. Aquest punt es correspon al forat negre Sagitarius A, corresponent a uns 4.297±0.012 milions de masses solars. La seva massa s’ha calculat a partir de les òrbites de les estrelles del vídeo, especialment a partir de l’òrbita pintada de color vermell. Aquesta massa enorme és la que obliga a tota la galàxia a girar al seu voltant. A la gran majoria de les galàxies se sap del cert que disposen d’un forat negre en el seu centre —alguns molt més massius que el nostre— i és molt probable que hi sigui a totes les galàxies.
La següent imatge és la publicada el maig del 2022 en la que es mostra, per primer cop, el disc d’acreció sobre l’horitzó del forat negre de la Via Làctia, Sagitari A. La imatge es en col·laboració de Event Horizon Telescope. Una xarxa de radiotelescopis distribuïda arreu del Món. El que es mostra en realitat a la imatge és el dònut de gas sobreescalfat al voltant del forat negre, que seria a la part central.
La velocitat d’escapament
Què és un forat negre? Per entendre-ho comencem per intentar escapar de la gravetat de la Terra amb una nau espacial. Es necessitarà que la nau assoleixi una velocitat superior 12 km/s (43200 km/h), en cas contrari caurà de nou a la superfície del planeta. A la Lluna es necessitaran 2.4 km/s i al Sol 617.5 km/s.
Això és així perquè la velocitat d’escapament depèn de la força gravitatòria i aquesta depèn directament de la massa. El Sol té més massa que la Terra i aquesta més que la Lluna.
En el cas d’un forat negre la velocitat d’escapament és superior a 300000 km/s i per tant res afectat per la força gravitatòria del forat negre, inclosa la llum, no pot escapar d’ell. Més tenint en compte que el límit màxim de velocitat, segons la relativitat d’Einsteins, és precisament la velocitat de la llum.
Jordi Coll Vera - 2024
Stellar Orbits. Max Planck Institute For Extraterrestrial Physics. Una animació similar es pot veure a “SC23: A Journey to the Center of the Milky Way: Stellar Orbits Around Its Central Black Hole”, Youtube.