Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es una familia de 100.000 millones de estrellas que crean un camino de luz difusa visible desde la Tierra. Tiene brazos en espiral, estrellas, gas y polvo. En el centro debe de haber un gigantesco agujero negro. Una gran aureola de materia invisible rodea el disco galáctico.

Para observar la Vía Láctea hay que tomar un mapa y localizar las constelaciones más importantes: Vela, Cruz del Sur, Escorpio, Orión, Sagitario, etc.

Los cielos más ricos en estrellas son los situados en el sur de la Vía Láctea; además, en América del sur, sur de África y Nueva Zelandia se dan muy buenas condiciones.

¿Qué es en realidad la Vía Láctea? Es la vista, desde el interior, de la galaxia a la que pertenece el Sol. Hay 100.000 millones de estrellas dispuestas en un disco delgado con brazos en espiral. Como nosotros vivimos en el interior de la galaxia, nos es difícil imaginar su forma. Cuando observamos la Vía Láctea en el cielo, estamos mirando a través del plano del disco.

Nuestra visión de la Vía Láctea no puede ser muy profunda a causa del gas y las nubes de polvo. Sin embargo, las ondas radioeléctricas pueden penetrar en estos elementos y los radioastrónomos nos han mostrado la galaxia como una gran espiral, con el Sol situado a unos 25.000 años luz del centro. El diámetro de la parte principal del disco de estrellas es de unos 100.000 años luz, aunque su espesor es mucho menor. En la parte más cercana al Sol, sólo tiene unos pocos centenares de años luz.

La parte interior del disco presenta una protuberancia central, como una esfera de estrellas, con un diámetro de 20.000 años luz. En esta región las estrellas forman un paquete mucho más compacto que en el disco. El disco espiral, con su protuberancia incluida, está situado dentro de un enorme halo de materia que se extiende hacia el exterior más de 150.000 años luz del centro.

Tiene 4 brazos, en los que podemos encontrar gas, polvo y estrellas jóvenes. Nuestro Sol está en el brazo de Orión, una rama que también incluye la nebulosa Orión y la de Norteamérica. Entre el Sol y la protuberancia central se encuentra el brazo de Sagitario-Carina, con una longitud de 75.000 años luz.

La galaxia gira. El circuito galáctico de nuestro Sol tarda alrededor de 200 millones de años. El Sol tiene una edad de 25 años galácticos porque ha realizado ya 25 órbitas alrededor de la galaxia.

Debido a que las regiones más cercanas al centro galáctico orbitan mucho más rápido, necesitamos entender por qué los brazos espirales no se han liado entre ellos un centenar de veces alrededor de la galaxia, formando un remolino cósmico. La respuesta es que los brazos espirales son una onda de perturbación.

Algo así como un atasco de tráfico en una autopista cósmica en la que la obstrucción está siempre ahí, aunque la atraviesen "vehículos" individuales (estrellas de la Vía Láctea).

A medida que las estrellas y el gas que orbitan en el interior de la galaxia se aproximan a un brazo espiral, se estrellas contra la materia que se mueve muy lentamente en el mismo. No obstante, en el interior de la zona de colisión nacen nuevas estrellas.

La mayoría de las estrellas que se encuentran cerca del Sol se mueve alrededor de la galaxia a una velocidad de 30 a 50 kilómetros por segundo. Sin embargo, algunas estrellas viajan doblando esa velocidad. Estas estrellas tan rápidas tienen órbitas que cruzan justamente por el centro del disco de la galaxia. Las estrellas que se encuentran en el exterior del halo galáctico alcanzan, asimismo, unas velocidades muy altas.

Los astrónomos miden la cantidad de materia que contiene la galaxia por medio de la velocidad orbital de las estrellas y el gas. Cuanto más rápido orbite una estrella en un radio determinado, más grande será su galaxia. Se utiliza exactamente este mismo método para averiguar la masa del Sol, donde la velocidad orbital del planeta está relacionada con su distancia desde el Sol, donde la velocidad orbital del planeta está relacionada con su distancia desde el Sol y con la masa de este último.

La velocidad del Sol y la distancia desde el centro galáctico implica que la masa de la galaxia dentro de la órbita del Sol sea de alrededor de 100.000 millones de masas solares.

No obstante, las estrellas situadas mucho más al exterior que el Sol son un caso diferente. En lugar de viajar con mayor lentitud a grandes distancias desde el centro, sus velocidades permanecen más o menos constantes. Esto únicamente puede ocurrir si las estrellas son atraídas por la fuerza gravitatoria de una enorme cantidad de materia invisible. Los cúmulos del halo galáctico se mueven como si estuvieran atraídos por 10 veces más materia de la que podemos ver.

La Vía Láctea posee 2 galaxias satélite, la Gran y la Pequeña Nube de Magallanes. La órbita de una de ellas nos indica que la masa en el halo es de 5 a 10 veces mayor que la masa que vemos en el disco.

La mayor parte de la materia del halo galáctico es invisible; por consiguiente, no puede estar formada por estrellas comunes, ni por gas, porque entonces se hubiera detectado con radiotelescopios de ultravioleta. La luz de las galaxias lejanas puede brillar a través del halo, por lo que esa masa extra no es polvo. La materia oscura podría estar formada por sustancias atómicas extrañas o por partículas nucleares de un tipo que no se ha detectado en la Tierra. Por otra parte, un enorme número de "planetas" fríos o agujeros negros podrían explicar la masa que falta. En la actualidad, nueve décimas partes de la Vía Láctea son invisibles.

El centro de la Vía Láctea se encuentra en dirección a la constelación de Sagitario. No se puede observar con telescopios ópticos porque una enorme cantidad de polvo nos tapa la luz. De todas maneras, las ondas radioeléctricas y la radiación infrarroja pueden atravesarlo y traernos información acerca del centro galáctico.

A 1.000 años luz del centro, las estrellas se agrupan formando una unidad.

En el corazón de la Vía Láctea pasa algo muy importante. La región central es una intensa fuente de ondas radioeléctricas, radiación de infrarrojos y rayos X. La potente emisión de infrarrojos proviene de una zona con un diámetro de sólo 20 años luz. Los mapas radioeléctricos de la zona muestran nubes de gas que corren por el centro. Un grupo de anillos de gas gira rápidamente alrededor del centro, con gas incandescente que cae del borde interior hacia el centro.

En el corazón de la Vía Láctea hay una misteriosa e inmensa fuente de energía. Brillando como si fueran cientos de soles, es lo suficientemente pequeña como para estar en órbita alrededor de Júpiter. Su masa, sin embargo, es más de un millón de veces mayor que la del Sol. Esta materia es, casi con toda seguridad, un agujero negro que engulle vorazmente el gas y el polvo, atrayendo nuevas reservas del grupo de anillos. A medida que el gas cae el agujero negro, se calienta y desprende la energía que vemos ahora.

Los dos satélites galácticos de la Vía Láctea, la Gran y la Pequeña Nube de Magallanes, fueron descubiertas en el siglo XVI por marineros portugueses que navegaban por el sur de África. Posteriormente se les dio este nombre en honor a Fernando de Magallanes (1480-1521), que condujo la primera expedición que circumnavegó la Tierra (1519-1522). Las Nubes de Magallanes son visibles en el hemisferio sur. La Gran Nube se encuentra a una distancia de 165.000 años luz y la pequeña, a 200.000 años luz.

La Gran Nube tiene una barra central de estrellas que no están dispuestas en espiral. Cuenta con 20.000 millones de estrellas y es una galaxia de dimensiones medianas. Está 10 veces más cerca a nosotros que la mayor galaxia más próxima. Al poder observar las estrellas individuales de la Gran Nube de Magallanes, a menudo los astrónomos la estudian para poder profundizar en la vida e historia de estrellas típicas.

En la Gran Nube hay una gigantesca nebulosa de emisión, llamada la nebulosa Tarántula, que contiene estrellas supergigantes y gas. Es una "fábrica" de estrellas importante. En esta región tuvo lugar una famosa explosión de supernovas en el año 1987.

Las dos nubes de Magallanes orbitan alrededor de nuestra galaxia. Debido a su lejanía, su movimiento por el cielo es casi imperceptible. No obstante, los astrónomos consiguieron medirlo con éxito en 1993, comparando fotografías tomadas con 17 años de diferencia. Las estrellas de la Gran Nube de Magallanes se movieron justo lo suficiente como para revelar su movimiento. Por la velocidad, los astrónomos descubrieron la órbita de la Gran Nube y se encontraron con dos grandes sorpresas.

La primera fue que la velocidad era mayor de la que esperaban. La única explicación lógica era asumir que la Vía Láctea es incluso mayor de lo que los astrónomos pensaron previamente. El invisible y gigantesco halo parece extenderse 10 veces tan lejos como el disco espiral de la galaxia. La Gran Nube tarda alrededor de 2.500 millones de años en orbitar alrededor de la Vía Láctea.

La segunda sorpresa consistía en que la órbita está muy cercana al enorme halo. Como consecuencia, la Gran Nube es fragmentada por fuerzas gravitatorias cada vez que se acerca a éste. Una enorme estela de residuos, consistentes en cúmulos de estrellas y gas hidrógeno, es absorbida. Ello ha creado un gran arco muy delgado de materia, desprendido de la Gran Nube y que ahora cae sobre la Vía Láctea. La Nube Pequeña está sufriendo un destino similar. Los satélites galácticos son como cometas gigantes, a escala galáctica, que dejan estelas de residuos a su paso. Los astrónomos calculan que dentro de 10 millones de años la Vía Láctea se habrá apropiado de toda la materia de las nubes en un acto de "canibalismo galáctico".

Todas las estrellas de la Gran Nube de Magallanes están a la misma gran distancia de nosotros (más o menos). Esto significa que las diferencias en las magnitudes de la Nube de estrellas son debidas enteramente a las diferencias en sus edades y en la composición química. Cuando observamos las estrellas de nuestra galaxia, tenemos que hacer correcciones en las distancias y es difícil medirlas con exactitud. Por el contrario, en lo que respecta a las estrellas de las nubes de Magallanes podemos afirmar que las diferencias en la distancia no producen ningún efecto al comparar una estrella con otra.

En 1912, Henrietta Leavist (1868-1921), del Harvard College Observatory, en Cambridge (EE.UU), descubrió 20 estrellas variables cefeidas (ver tipos de estrellas) en la Gran Nube. Cuatro años más tarde demostró que el período de variación de una cefeida depende de su luminosidad. Este importante e increíble descubrimiento permitió que los astrónomos averiguasen la cantidad de luz que emitían las estrellas. Al relacionar esa cantidad con la luminosidad aparente pudieron averiguar la distancia de la estrella desde nuestra galaxia.