En las Figuras 3a y 3b se reproduce un extracto de esta monumental obra de Gould).

 

Este fenómeno se distingue mucho mejor en el hemisferio sur celeste, lo que explica lo relativamente tardío de su descubrimiento. La faja se extiende aproximadamente sobre un círculo máximo.

Estudios detallados posteriores han mostrado que las estrellas de este grupo son, además de relativamente cercanas, intrínsecamente muy luminosas y jóvenes formando un grupo de distribución espacial aplanada, relativamente extenso y de características cinemáticas muy particulares, que sugieren su expansión. De ahí que en tiempos más recientes este grupo de estrellas fuera considerado como una especie de apéndice del brazo local, ubicado en relativa cercanía del Sol. Se lo conoce como el Cinturón de Gould (CG).

El CG es claramente distinguible del resto del brazo local debido a su llamativa inclinación de unos 18º-20° respecto del plano galáctico. La edad del CG se estima en 30 a 60 millones de años (Blaauw, 1983, Irish Astron. J. 16, 141 y 1985, IAU Symp. 106, 335; Westin, 1985, A&AS 60, 99; Torra, Fernández y Figueras, 2000, A&A 359, 82). El CG se destaca claramente por sus numerosas estrellas de tipos espectrales O a B2,5. El resto de sus estrellas, al ser mucho menos luminosas, se confunden con las estrellas del brazo local de manera que sólo la aplicación de un criterio cinemático y estadístico puede decidir cuáles de estas estrellas le pertenecen. [Para recordar: las estrellas de tipo espectral B3 o más temprano tienen masas M aproximadamente mayores que 8,8 Mo, alcanzan vidas de duración media τ ≤ 22 x 10⁶ años, y ocurren en la Galaxia con abundancias relativas inferiores a 1 en 10.000 comparadas con las de las estrellas de masas M ≤ 1 Mo, que son las más abundantes].

 

En la Figura 4 puede verse la distribución de las estrellas de tipo espectral B de magnitud visual más brillante que 5,25 en un planisferio de coordenadas galácticas, según Shapley y Miss Cannon. La curva representa el círculo máximo de mayor concentración de tales estrellas (de McCuskey 1965, en "Stars and Stellar Systems", tomo V).

 

Según Stothers y Frogel (1974, AJ 79, 456), por su distribución espacial las estrellas del CG estarían formando aproximadamente un disco elíptico con semiejes de unos 350 pc x 500 pc. Su centro estaría a unos 160 pc en la dirección de la longitud galáctica l = 160° en Tauro. Dichos autores mencionan que la distribución de estrellas OB5 muestra una escasez o agujero excéntrico en la cercanía del Sol de unos 100 pc de radio. La existencia de este agujero ha sido confirmada recientemente (Maíz-Apellaniz, 2001, ApJ 121, 2737).

 

El Cinturón de Gould parecería constituir el prototipo galáctico más cercano, de la formación y evolución de sistemas relativamente extensos compuestos por asociaciones estelares y material interestelar. ¿Qué fenómeno galáctico local puede haber originado a tan singular sistema de estrellas jóvenes nada menos que en la relativa cercanía (a escala galáctica) de nuestro sistema solar? Trataremos de esbozar aquí lo que se conoce sobre este interrogante, cuya respuesta puede dar importantes claves tanto sobre los mecanismos de formación estelar en nuestra Galaxia, como sobre los procesos de interacción existentes entre material del disco y del halo de nuestra Galaxia, e incluso sobre los efectos producidos por colisiones de nubes gaseosas de alta velocidad en caída hacia el disco galáctico. En lo que sigue trataremos de entrar en más detalles.

 

 

El estudio de la distribución y cinemática del material interestelar galáctico puede hacerse con muchos tipos de observaciones. Muy importantes son las observaciones radioastronómicas de la línea espectral en λ = 21 cm, proveniente del hidrógeno atómico neutro interestelar, línea que permite estudiar las llamadas regiones H I de la Galaxia. Estas están constituidas fundamentalmente por hidrógeno atómico, helio y otros elementos químicos de abundancia mucho menor. Con esta línea se pudo estudiar la distribución del H tanto a escala galáctica como en los objetos cercanos. Ya desde las primeras observaciones en la línea de 21 cm en la década de los 50, se fue evidenciando que existen grandes cantidades de material interestelar asociadas tanto al CG como al brazo local en general.

 

Hacia 1966 Per Olof Lindblad estudió detalladamente la estructura galáctica en la dirección del anticentro galáctico (l = 180º) mediante la línea de 21 cm. Lindblad mostró que había dos objetos locales que se distinguían por sus cinemáticas diferentes. Uno de ellos (lo llamó "objeto A") era una compleja superestructura de material interestelar concentrada a latitudes bajas. El otro objeto (lo llamó "objeto C-H" o simplemente el "otro objeto local" [OOL]) estaba asociado con las partes relativamente más cercanas del brazo local. La cinemática del OOL fue estudiada en los cuatro cuadrantes galácticos por Sandqvist et al. (1976, ver por ej. A&A 205, 225; ver Figura 9).

 

El objeto A, que poseía una velocidad radial positiva en una zona donde los objetos en órbitas circulares alrededor del centro galáctico poseen sólo velocidad tangencial, se comportaba como un anillo en expansión con el Sol en su interior (Lindblad, 1967, Bull. Astr. Inst. Netherland 19, 34). Posteriormente Lindblad concluyó que el objeto A estaba asociado al CG (Lindblad et al., 1973, A&A 24, 309). Estudios de diversos autores confirmaron los resultados de Lindblad. Carlos Olano (1982, A&A 112, 195) computó en el IAR modelos físicos del anillo de Lindblad, considerando detalladamente tanto su expansión, como el proceso de barrido y acreción del material interestelar sobre él. Este proceso va frenando paulatinamente la expansión del anillo, no así la de las nuevas estrellas formadas.

 

En estos modelos el anillo tiene forma aproximadamente elíptica; por ejemplo en el modelo 2 los semiejes son de 364 y 211 pc, respectivamente. Su centro está a 166 pc del Sol en la dirección l = 131º y su edad es de 32 millones de años. Las conocidas asociaciones estelares Ori OB1, Sco-Cen y Per OB2, que se consideran integrantes del CG (de Zeeuw et al., 1999, AJ 117, 354), se habrían formado a partir de complejos de nubes moleculares interestelares vinculados al anillo de Lindblad.

 

En la Figura 5 (de Olano 1982) vemos esquemáticamente en una proyección sobre el plano galáctico: el anillo de Lindblad en línea llena, las posiciones teóricas que tendrían nuevas estrellas formadas en el anillo hace 26 millones de años, las posiciones de las asociaciones de Orión, Perseo, Lacerta y Scorpio-Centauro. Hacia el centro del anillo está ubicado el grupo estelar α Cen, núcleo de una asociación estelar más antigua, la de Cas-Tau. Ella podría estar vinculada al origen del Cinturón de Gould (Sun = Sol).

 

Resumiendo, podemos decir que existe una considerable masa de material interestelar asociada al CG, constituida tanto por nubes de H I como por nubes moleculares (en las que el hidrógeno se encuentra fundamentalmente en forma de H₂), que supera ampliamente la masa de sus estrellas. Las dimensiones del sistema del CG (estrellas + material interestelar) alcanzarían unos 800 pc dentro del plano galáctico y su edad no sería mayor que unos 60 millones de años. La masa del sistema del CG estaría entre 1 y 2 millones de masas solares. El Sol, como muchas otras estrellas relativamente viejas de la zona galáctica local, está inmerso en el CG, pero sin pertenecer a él (Lindblad et al. 1997, Hipparcos Venice’97, p. 507, ESA).

 

 

En los últimos años el estudio del CG recibió un fuerte impulso cuando, sorpresivamente, se detectó su presencia en los resultados observacionales obtenidos por diversos satélites para investigación astronómica equipados con instrumental de muy alta tecnología, sensibilidad y precisión, a saber: el satélite Roentgen (ROSAT) para rayos X (activo aproximadamente entre 1990 y 1998), el satélite astrométrico Hipparcos (activo aproximadamente entre 1989 y 1993), y el satélite COMPTON para observación de rayos γ (activo aproximadamente entre 1991 y 2000). Se comenzó por identificar cierto tipo de fuentes X detectadas por el ROSAT con estrellas de atmósferas ricas en litio. Estas últimas suelen corresponder a pre-estrellas de baja masa durante las últimas fases de su formación (Neuhäuser, 1997, Science 276, 1363). Luego se descubrió que muchas de ellas estaban asociadas al CG (Wichmann et al., 2000, A&A 359, 190).

 

Así, Guillout y colaboradores (et al., 1998-1999, A&A 334, 540, 337, 113 y 351, 1003) hicieron una correlación posicional entre las fuentes X detectadas por el ROSAT y las estrellas del catálogo "Tycho" (cerca de 1.000.000 de estrellas con posiciones y distancias muy precisas [determinadas por mediciones de paralajes], obtenidas a lo largo de extensos períodos de observaciones desde diversos observatorios ubicados en distintas regiones de la Tierra [entre ellas el Observatorio Félix Aguilar en la provincia de San Juan], complementados con las mediciones del Hipparcos).

 

El resultado fue sorprendente. Los objetos que aparecían en ambos catálogos con un alto grado de probabilidad eran unos 8.600. Las estrellas correlacionadas en su mayoría eran estrellas de tipos espectrales F y G, o sea estrellas de masas bajas. Su detectabilidad en X mostraba que eran estrellas relativamente jóvenes.

 

Un meticuloso análisis estadístico mostró que gran parte de estas estrellas estaban centradas sobre el CG dentro de los errores observacionales y estadísticos ( Figura 6).

 

Guillout et al. hicieron hincapié en que la distribución de estas estrellas intrínsecamente menos luminosas del CG no conformaban una faja o cinturón sino más bien un disco con un vacío central. Por limitaciones en la sensibilidad del instrumental, las observaciones mencionadas no han podido abarcar aquellas estrellas de baja masa del CG, que están más alejadas del Sol. Estas se encuentran principalmente en el cuadrante galáctico II y partes del I y III (visibles desde el hemisferio norte terrestre, donde el fenómeno del GB es menos notable). Observaciones futuras desde nuevos satélites equipados con instrumental de mayor sensibilidad y precisión tratarán de ampliar los estudios de Guillout y colaboradores.

 

Las observaciones en X han puesto en evidencia por primera vez al CG a través de sus estrellas de baja masa y luminosidad, cuando hasta el presente sólo había sido posible detectar sus estrellas OB gracias a su elevada luminosidad en el visible y UV. La abundancia relativa de las estrellas OB es bastante escasa, como fuera mencionado más arriba. De por sí, desde un principio, las observaciones en X habían mostrado que las protoestrellas y las estrellas de baja masa de formación reciente son mayores emisores en X que las estrellas de origen menos reciente. Ello aportó importante material observacional nuevo para el problema de la formación estelar. En particular, el ROSAT con su alta precisión y el gran número de fuentes X detectadas por él, permitió ampliar enormemente dicho material.

 

Un nuevo descubrimiento sorprendente se realizó mucho más recientemente. El satélite COMPTON para rayos gamma permitió establecer un nuevo y amplio catálogo de fuentes γ puntuales (por oposición a las fuentes γ extensas). La mayoría de las fuentes puntuales (unas 170) quedaron sin poder identificar con una posible contrapartida óptica. En parte, ello se debe a que el poder resolutivo angular del satélite típicamente es de tan sólo 1° (en realidad depende de la banda de energía considerada; los fotones gamma, al ser de gran energía, son muy poco frecuentes en el espacio en comparación con los demás fotones del espectro electromagnético). Esto dificulta una identificación unívoca con objetos candidatos relativamente débiles en el visible.

 

Considerando entre las fuentes no identificadas tan sólo las 120 mejor medidas por el COMPTON, Gehrels y colaboradores (et al., 2000, Nature 404, 363) mostraron que ellas están formadas por dos poblaciones de características diferentes. Una, conteniendo la mayoría de las fuentes más intensas, se concentra predominantemente a latitudes galácticas |b| < 5°. La otra población, constituida predominantemente por las fuentes menos intensas se extiende hasta latitudes medianas. Además, ambas poblaciones también se distinguen por sus distribuciones energéticas. Gehrels et al. concluyeron que la distribución de la segunda población en la esfera celeste muestra una clara correlación con el CG. Mediante otro análisis, Isabelle Grenier (2000, A&A 364, L93) sugirió que una gran parte de las fuentes γ asociadas al CG serían púlsares de edades cercanas al millón de años, remanentes de antiguas explosiones de supernovas de estrellas originalmente pertenecientes al CG.

 

 

Hemos mencionamos que, como criterio práctico, se puede definir a la zona galáctica local como la comprendida dentro de unos 500 a 800 pc a la redonda del sistema solar. Esto se refiere a la vecindad del plano galáctico. Fuera de ésta, las distancias a considerar podrían ser mayores llegando hasta las capas inferiores del halo galáctico. En lo que sigue mencionaremos en mayor detalle algunas de las características físicas del medio interestelar en la zona galáctica local.

 

El estudio de las características físicas del MIL revela una extrema complejidad: existen al menos dos fases gaseosas atómicas neutras y dos fases ionizadas. En las fases neutras el H atómico es el átomo más abundante. Una de las fases neutras es fría con temperaturas absolutas T ~ 50-200 K, en tanto que la otra es tibia con T ~ 5.000-8.000 K. En las fases ionizadas el H está ionizado, de modo que son los protones (H⁺⁾ o núcleos de H, y sus respectivos electrones, las partículas más abundantes. Estas dos fases ionizadas son tibia la una (T ~ 6000-10000 K), y caliente la otra (T ~ 60.000-1.000.000 K). Las distribuciones espaciales y factores de llenado de las distintas fases mencionadas no son bien conocidas en detalle.

 

Las Figuras 7a y 7b muestran en sendos planisferios galácticos las distribuciones del H atómico neutro frío con velocidades radiales V >0 y V >0, respectivamente, según el análisis de Pedro Marronetti, Paula Benaglia y el autor (A&A 287, 601, 1994). Las escalas de densidad columnar o de superficie son iguales en ambas figuras. La banda entre latitudes b = -10° y +10° ha sido excluida para evitar el medio interestelar más alejado. Nótese la concentración del gas frío hacia latitudes bajas e intermedias y el fuerte predominio del gas con V >0. Ello se debería a la posición del Sol dentro del anillo de Lindblad, formado principalmente por gas denso y frío.

 

Además, a bajas latitudes galácticas se encuentran los grandes complejos de nubes moleculares interestelares autogravitantes y muy frías, en las que prácticamente todo el hidrógeno se encuentra en forma de H_2, con T ~ 8-20 K. A latitudes más altas, se encuentran otros complejos de nubes, tanto atómicas como moleculares, más cercanos y de menor tamaño. Por otro lado, no puede descartarse que algunos complejos de nubes interestelares de H I de velocidades radiales V altas (V ~ 80-150 km/s) e intermedias (V ~ 30-65 km/s) también podrían estar relacionados con el MIL.

Por otra parte, parece estar bien establecido que la densidad del medio interestelar en la vecindad solar se caracteriza por ser relativamente baja, tanto en volumen como en superficie perpendicular al plano galáctico. En cuanto al papel desempeñado por el campo magnético interestelar galáctico, no es bien conocido, aunque observacionalmente se ha comprobado que varias de las regiones H I interestelares en forma de filamentos están orientadas a lo largo de dicho campo. (A pesar de tratarse de material prioritariamente neutro, existen trazas de material ionizado originadas por el continuo bombardeo de la radiación cósmica. Éstas al ser afectadas directamente por el campo magnético interestelar, paulatinamente van trasmitiendo su movimiento a las partículas neutras a través de colisiones). Llamativas son las asimetrías observadas entre los hemisferios norte y sur galácticos, como por ejemplo la presencia de un gran "agujero" en la distribución del H I de bajas velocidades a altas latitudes galácticas en el norte.

 

La Figura 8 muestra en un planisferio galáctico en proyección Aitoff la distribución total de H atómico neutro, (incluyendo tanto el gas frío como también el tibio) . Los paralelos corresponden a las latitudes galácticas b a intervalos de 20°. Los meridianos corresponden a las longitudes galácticas l a intervalos de 20°, el meridiano central a l = 180°. Los contornos dan las densidades de columna.

 

El diagrama combina las observaciones de alta sensibilidad realizadas en los observatorios ubicados en Dwingeloo, Holanda (Hartmann y Burton) y en el Parque Pereyra Iraola, Argentina (Arnal, Bajaja, Morras, Pöppel). Nótese que los máximos de densidades de columna se encuentran alrededor del plano galáctico (b = 0°). Nótese el gran mínimo o "agujero" en la distribución del H interestelar centrado en l = 130°, b = +60° en el hemisferio galáctico norte. (Este mapa ha sido elaborado mediante un código computacional desarrollado por Esteban Bajaja)

Observacionalmente, la cinemática del H I en el MIL es conocida tan sólo en forma global (ver por ej.: Cleary, Heiles, Haslam, 1979, A&AS 36, 95 y Colomb, Pöppel, Heiles, 1981, A&AS 40, 47). Ya hemos mencionado que dentro de la zona local se han identificado al menos dos sistemas interestelares prominentes distintos: el asociado con el CG (el objeto A de Lindblad) y el asociado a las partes cercanas del brazo local (el OOL). La cinemática de este último –a diferencia del primero – parecería poder entenderse predominantemente en función de la rotación diferencial galáctica.

 

 

Finalmente, corresponde mencionar otros dos objetos singulares interestelares bastante prominentes, aunque menos extensos que por ej. el CG, localizados dentro de la zona local de la Galaxia: la Burbuja Caliente Local y el Loop I (o Lazo I). El primero, detectado hace ya cerca de tres décadas en rayos X blandos (o sea, con longitudes de ondas correspondientes a energías de ~ 0,2 a 1,2 keV), corresponde a una masa de plasma de forma elipsoidal de dimensiones características del orden de unos 100-150 pc. Su temperatura es cercana a 1.000.000 K. Se considera que fue generado por una explosión de supernova hace alrededor de 1.000.000 de años, produciendo la ionización, el calentamiento inicial y la expansión de una gran masa de gas. Durante la expansión el gas se habría enfriado nuevamente, pero como la temperatura observada es muy alta ha sido necesario apelar a por lo menos una segunda explosión de SN, relativamente reciente, que habría vuelto a calentar el interior de la Burbuja Local. Como ésta se detecta en rayos X en todas las direcciones del cielo, se deduce que el Sol se encuentra inmerso en ella. Hasta la fecha no hay ningún modelo enteramente satisfactorio para explicar las características de la Burbuja Local y su origen (Cox, 2001, ApJS 134, 283; Maíz Apellániz, 2001, ApJ 560, l83).

El Loop I se conoce desde la década del 60 a través de las observaciones radioastronómicas en el continuo. Por sus características espectrales (radiación sincrotrónica), sin dudas se trata de una remanente de supernova. Su gran tamaño angular (ha sido aproximado por una circunferencia de 116º de diámetro con centro en Lupus, ver por ej. Berkhuijsen, 1971, AA 14, 359) sugiere que se trata de un objeto muy cercano (distancia probable: 130 ± 75 pc) originado por la explosión de una estrella de la asociación de Sco-Cen, la más cercana de las asociaciones estelares OB. Pese a todo ello, al presente no existe ningún modelo que explique satisfactoriamente el origen y las propiedades del Loop I. Incluso hay fundadas sospechas de que el Loop I y la Burbuja Local podrían estar en comunicación o interacción mutua.

 

 

Diversas características observacionales globales del MIL parecen estar vinculadas con el sistema del CG y su origen. Dos escenarios han sido propuestos para explicar el origen y la expansión del CG: uno, basado en un evento inicial explosivo (por ej. Blaauw, 1965, Kon. Ned. Akad. Wet. 74, no. 4, Hughes & Routledge, 1972, AJ 77, 210, Olano, 1982), el otro, basado en una o más colisiones de nubes de alta velocidad con material interestelar del disco galáctico (por ej. Comerón y Torra, 1992, A&A 261, 94 y 1994, A&A 286, 789, Lépine & Duvert, 1994, A&A 286, 60).

El escenario de un evento inicial explosivo, dando origen a la expansión del anillo de Lindblad y a la formación de las estrellas del CG, trata de explicar también algunas de las características globales del MIL, en particular, las asimetrías observadas entre ambos hemisferios galácticos. No puede explicar en cambio, la inclinación del CG respecto del plano galáctico, a la cual considera como preexistente en el medio original. Según este escenario, el anillo de Lindblad, una vez formado y en expansión, va generando nuevos procesos de formación de estrellas a medida que incrementa su masa con el gas barrido, comprimido e incorporado a su paso por acreción. Las nuevas estrellas formadas comprenden tanto numerosas estrellas de masa baja, como también algunas de masas y luminosidades elevadas (estrellas OB). Estas últimas producen fuertes vientos estelares, nuevas regiones HII y pueden evolucionar finalmente al estado de supernova, produciéndose nuevas expansiones de gas.

De esta manera se habrían formado las mencionadas asociaciones Ori OB1, Per OB2 y Sco-Cen, características del CG. En particular, si el evento explosivo original hubiera ocurrido algunas decenas de pc por encima del plano se podrían entender varias de las asimetrías norte-sur observadas en la distribución del HI local. Así, el gran agujero mencionado más arriba habría sido producido por fragmentos de gas eyectados inicialmente en dirección perpendicular al plano galáctico, arrastrando y ionizando al material encontrado en su camino hacia el bajo halo. Por otro lado, el material eyectado oblicuamente fuera del plano galáctico debería volver a caer hacia éste por efecto gravitatorio en un tiempo t, característico para las oscilaciones perpendiculares al plano galáctico. Resulta ser que t es menor que la edad del CG. De ahí que este escenario también predice posibles colisiones de tales fragmentos con material del plano galáctico o nubes que se encuentren cerca de él (Olano, 1982, Pöppel, Marronetti, Benaglia, 1994, A&A 287, 601, Pöppel & Marronetti, 2000, A&A 358, 299).

La causa u origen del supuesto evento explosivo no está bien establecido. Se menciona la acción del grupo estelar Cas-Tau, una asociación estelar fósil (o sea, muy evolucionada y desprovista de estrellas jóvenes), que a su vez, se habría formado por el pasaje de un brazo espiral producido por las ondas de densidad a escala galáctica en concordancia con las teorías de la estructura espiral de las galaxias. Todo esto constituye un tema digno de ser investigado a fondo.

Puede agregarse que, según este escenario cabría esperar que el interior del anillo de Lindblad esté vacío de complejos interestelares por efectos del barrido de todo el material durante la expansión del anillo. Sin embargo, en el interior del anillo se encuentra el conocido complejo de nubes oscuras y moleculares de Tauro a una distancia de unos 150 pc del sistema solar. Una posible explicación de esta aparente contradicción ha sido propuesta por Olano y Pöppel, (1987, A&A 179, 202). Según los cálculos de estos investigadores del IAR, las nubes de Tauro podrían haberse originado hace unos 18 millones de años, debido a un fenómeno explosivo secundario ocurrido en una zona del anillo que actualmente se encuentra en Puppis-Canis Maior, en una zona caracterizada por una marcada escasez de material interestelar en el anillo de Lindblad. La causa del fenómeno explosivo secundario debería buscarse en una interacción particularmente fuerte con el material barrido por el anillo en dicha zona. Hasta el presente esta explicación no ha podido ni refutarse ni confirmarse observacionalmente.

El segundo escenario, vale decir la colisión de una nube de alta velocidad con el disco galáctico, podría explicar la formación de estratos inclinados, como los del CG, pero hasta el presente no intenta explicar ninguna de las características globales observadas en el MIL. Tampoco se han encontrado hasta el presente evidencias observacionales concluyentes en favor de este escenario. En principio, también es concebible un escenario combinado, donde una colisión de un gran complejo gaseoso con el disco podría haber producido las condiciones iniciales en las que ulteriormente se desarrolló un evento explosivo.

 

 

Al margen de los dos escenarios arriba mencionados cabe mencionar también una nueva y elaborada teoría para explicar el origen no sólo del CG sino también del brazo local e incluso del supercúmulo (estelar) de Sirio. La existencia de este último ha sido motivo de controversia, dado que incluiría estrellas de edades muy dispares. En cuanto al brazo local y al CG, ya hemos mencionado sus edades similares, ambas no mayores que 60 millones de años. La nueva teoría se basa en un modelo computado por Carlos Olano (2001, AJ 121, 295).

Según este modelo, inicialmente una densa nube molecular de gran masa se encontraba describiendo su órbita galáctica en una zona interbrazos ubicada en lo que hoy es la zona del cuadrante galáctico III. A lo largo de su trayectoria surgieron inestabilidades gravitacionales en la nube, que originaron las estrellas del supercúmulo estelar de Sirio. El conjunto de estrellas y nube remanente continuó moviéndose conjuntamente hasta toparse con un brazo espiral (producto de la onda de densidad galáctica). Las estrellas, al no ser afectadas por dicho fenómeno, prosiguieron en sus órbitas sin perturbaciones. En cambio, la nube remanente fue fuertemente frenada separándose de las estrellas. Al atravesar la onda de densidad la nube molecular fue comprimida, separándose un semianillo gaseoso de su periferia, que dio origen al brazo local, en tanto que del núcleo de la nube se formó el CG.

Ilustramos los cálculos de Olano:

La Figura 9 muestra en un diagrama l-V la curva esperada para el semianillo que habría originado el brazo local (en línea llena). Los círculos corresponden a las velocidades del OOL medidas por Sandqvist et al. (1976).

 

La Figura 10 muestra en una proyección sobre el plano galáctico la evolución del sistema local durante los últimos 100 millones de años. Las curvas punteadas indican las trayectorias de las zonas periféricas de la gran nube molecular inicial. hacia su posiciones actuales (círculos). La zona más densa se indica con una franja sombreada. Esquematizaría el brazo local. La curva llena muestra la trayectoria del núcleo de la nube (posición inicial señalada con una cruz, la posición presente corresponde al círculo sombreado). Los circulitos sombreados llenos indican las posiciones de asociaciones estelares observadas.

 

¿Qué tiene de positivo esta teoría, a primera vista un tanto especulativa? 1º) Que los valores de los parámetros físicos usados para los cálculos se derivaron de resultados observacionales. 2º) Que la teoría es pionera englobando tres sistemas diferentes (el brazo local, el CG y el supercúmulo de Sirio) de características individuales propias, cuyos respectivos orígenes y propiedades aún no son comprendidos al presente, y que bien podrían tener vínculos en común. 3º) Que la teoría hace predicciones que podrán chequearse observacionalmente en el futuro, confirmando o refutando sus conclusiones.

 

 

Diversos investigadores del IAR han hecho contribuciones al estudio del CG y del MIL en los últimos 20 años. A modo de ejemplo mencionamos dos publicaciones bastante citadas en la literatura científica sobre el tema, a saber:

a) la descripción de la cinemática del HI galáctico de Colomb, Pöppel y Heiles, (1980, A&AS 40, 47 producto de observaciones en el hemisferio norte hechas por integrantes de la Universidad de Berkeley complementadas con las observaciones hechas en el hemisferio sur por integrantes del IAR utilizando la antena parabólica No. 1),

b) el mencionado modelo de Olano, (1982, A&A 112, 195).

Al presente se están estudiando algunas de las características del MIL y de los objetos en él ubicados, mediante el nuevo relevamiento de alta sensibilidad en la línea de 21 cm del H en el hemisferio austral realizado en el IAR. En particular, se están estudiando las características físicas de las cáscaras (o shells) de material interestelar formadas alrededor de la asociación estelar de Sco-Cen, las cuales, por su gran cercanía, subtienden un ángulo cercano a los 180° sobre el cielo. Ellas son el resultado de la evolución temporal de dicha asociación estelar, la cual se considera parte del CG.

 

En la Figura 11 se muestra la distribución total del H atómico neutro en el rango de longitudes galácticas l = 230° a l = 360° + 40° y velocidades radiales entre -20 y +20 km/s. Las cruces corresponden a estrellas tempranas hasta el tipo espectral B2.5, incluyendo la estrella ζ Oph, presuntamente escapada (run-away) de la asociación y ubicada en la posición extrema l = 366°, b = +24°.

 

 

Puestas al día sobre el MIL han sido presentadas por N.G. Bochkarev, (1987, ApS&S 103, 229 y 1990, "The Local Interstellar Medium", Nauka ed., esta última en idioma ruso) y, en su relación con el CG por el autor, (1997, Fund. Cosmic Phys. 18, 1-270, cuya sección 4.7 tiene a Pedro Marronetti y Paula Benaglia como coautores). Una breve puesta al día sobre el CG puede verse también en un artículo del autor, (2001, en 'From Darkness to Light', ASP, p. 667, T. Montmerle y Ph. André, edts.).

 

Wolfgang Pöppel --- wpoppel -at- iar.unlp.edu.ar