Asterismos

Cuando uno alza la vista al cielo nocturno, lo primero que llama la atención es que puedes trazar líneas imaginarias uniendo las estrellas y puedes crear las formas que quieras. Es muy fácil imaginarse animales fantásticos o todo tipo de personajes imaginarios con mil y una formas. Después, solo hay que dejar volar la imaginación y dotar a la forma imaginada de una vida, de un pasado y unos hechos que han provocado que haya acabado en el cielo representada por las estrellas escogidas.

La parte maravillosa es que la Humanidad lleva toda su vida haciendo precisamente eso. Siempre ha habido alguien que ha alzado la mirada al cielo y se ha imaginado un mundo lleno de criaturas y seres que, ya sea por su bondad o maldad, han acabado fijados por las estrellas. No importa la cultura ni la época. Todo el mundo tiene un imaginario representado en la bóveda celeste y es de una riqueza increíble. No es para menos. La imaginación humana no tiene límites y eso es absolutamente maravilloso. En realidad, la idea subyacente de crear estas figuras imaginarias estelares es intentar poner un poco de orden y facilitar que, cuando alguien habla de alguna parte del cielo, los demás sepan a qué parte se está refiriendo.

Estas formas celestiales reciben el nombre genérico de asterismo. Esta palabra proviene del griego antiguo (asterismo) que significa literalmente “agrupación de estrellas “configuración estelar”. Asterismo deriva de estrella (asterisco), que significa estrella. El término pasa después al latín como asterismo y, desde aquí, entra en las lenguas modernas (catalán, castellano, francés, inglés...) manteniendo casi intacto el significado original.

Parece ser que la primera representación gráfica de un asterismo estaría en la Cueva de Lascaux, en Francia. Entre miles de pinturas de animales diversos, pintadas hace unos 16.500 años antes de la actualidad, en pleno Mesolítico, habría unos puntos negros que podrían ser la representación de las Pléyades i de les Híades, ambas agrupaciones de estrellas situadas en la constelación de Tauro. Sin embargo, no todo el mundo está de acuerdo.

En cambio, la primera referencia escrita sería mucho más moderna y estaría representada por el que parece ser el primer tratado astronómico de la Humanidad. Este se compone de dos tablillas de arcilla escritas en cuneiforme de origen babilónico y que describirían diferentes aspectos de la astronomía y astrología de esta cultura mesopotámica. Estas tablillas se conocen como MUL.APIN y, de acuerdo con algunos trabajos astrométricos recientes, tendrían una edad situada alrededor de 3.370 +/- 100 años antes del presente. Mientras parece ser que el nombre haría referencia al asterismo de Casiopea, en el tratado se describirían 17 asterismos, entre los que destacarían Tauro, Perseo, Orión i Auriga, entre otros.

La mayor parte de los asterismos más identificables en el hemisferio norte en la cultura occidental nos llegan a través de la tradición grecorromana, aunque muchos de ellos tienen raíces mucho más antiguas, especialmente en la cosmología mesopotámica del III-II milenio a. C. Prueba de ello son los nombres de Orión, que en la cultura mesopotámica recibe el nombre de SIPA.ZI.AN.NA y que podría traducirse como Pastor del Cielo y que en la cultura griega se convierte en el cazador gigante que ya conocemos nosotros. De hecho, la cultura griega hereda esta cosmología mesopotámica y hace tres cosas fundamentales:

1. Narrativizar creando todo un mundo muy rico en mitos alrededor de los asterismos más identificables y antropomorfizándolos asimilándolos a dioses que interactúan con el ser humano.
2. Fijar nombres de muchos de los asterismos que conocemos y que, posteriormente, la cultura romana pasará al latín y esparcirá por todo el imperio romano creando una vasta cultura muy homogénea. Más tarde, todos estos nombres pasan a nuestra lengua.
3. Transmiten el sistema en la Europa medieval y moderna a través de gran cantidad de escritos que han llegado a nuestros días como los de Homero, Hesíodo, Arato y Ptolomeo. Estos escritos, continuamente copiados durante siglos en los monasterios de toda Europa, serán la base de las revoluciones astronómicas posteriores.

Con el paso del tiempo y el avance tecnológico y científico ahora ya sabemos que los asterismos no son más que curiosidades del pasado con las que nos entretenemos. La gran ventaja es la misma del pasado: nos permiten situarnos en el cielo y explicarlo a los demás si hacemos alguna sesión de astronomía al aire libre. Ahora sabemos que las estrellas que conforman los asterismos no están todas en el mismo plano horizontal, sino que cada una está a una distancia de la Tierra. La parte interesante para mí siempre ha sido saber a qué distancia están estas estrellas.

El proyecto Gaia de la Agencia Espacial Europea, con el lanzamiento en 2013 del satélite que lleva el mismo nombre, permitió realizar algo que hasta entonces era impensable: medir los datos astrométricos como la posición, luminosidad, distancia, temperatura, composición química y movimiento de casi 2000 millones de objetos celestes situados a nuestro alrededor con una precisión sin precedentes. Este proyecto, aún vigente a pesar de que el satélite dejó de estarlo el 15 de enero de 2025, permitió crear un mapa muy detallado de nuestra galaxia, la Vía Láctea, para intentar descifrar cuál es su origen y futura evolución. Los datos que se han ido produciendo dentro de este proyecto se han ido liberando a toda la comunidad científica y al público en general. El primer paquete de datos lo fue el 14 de septiembre de 2016 bajo el nombre de Liberación de Datos de Gaia (DR) 1. El 25 de abril de 2018 se liberó Gaia DR2 y el 3 de diciembre de 2020 lo fue Gaia DR3. Se espera que Gaia DR4 sea hacia diciembre de 2026 y que la versión final de los datos (Gaia DR5) no sea antes de 2030.

Como los datos astronómicos de Gaia son de acceso público, solo hace falta un poco de programación para descargarlos en tu ordenador y explorar la estructura tridimensional de las estrellas que nos rodean. Utilizando el lenguaje de programación R, que es gratuito y está disponible para múltiples sistemas operativos, he desarrollado un flujo de trabajo para recuperar y analizar los datos astronómicos de más de 200 estrellas y reconstruir en 3D los principales asterismos del hemisferio norte. El flujo de trabajo utiliza tres scripts de R para identificar las estrellas, recuperar sus propiedades y preparar la escena tridimensional. Posteriormente, un breve script de Python genera un archivo HTML autónomo, cuyos gráficos interactivos son representados por JavaScript dentro de un navegador web.

El primer script de R identifica las estrellas que forman cada asterismo. Aunque las conocemos con nombres como Deneb, Vega o Arcturus, los objetos del catálogo Gaia se identifican mediante códigos numéricos. Para encontrar la correspondencia correcta, el script consulta la base de datos astronómica SIMBAD, que integra nombres estelares, identificadores de catálogos, coordenadas y otra información publicada. Esta etapa de identificación es especialmente importante en el caso de estrellas dobles o múltiples: un nombre familiar puede referirse a todo un sistema estelar y no a un componente individual. Por este motivo, el script intenta determinar la identidad exacta de la estrella que será representada en el gráfico antes de recuperar sus datos de Gaia.

El segundo script de R recupera las medidas astrométricas y fotométricas disponibles en Gaia Data Release 3, junto con las estimaciones de distancia del catálogo de Bailer-Jones. Estos datos incluyen coordenadas estelares, movimientos propios, paralajes, magnitudes aparentes, colores y, cuando están disponibles, velocidades radiales. La distancia es una magnitud especialmente importante y, a veces, difícil de estimar. Las estimaciones de Bailer-Jones combinan las observaciones de Gaia con información estadística para inferir distancias estelares, incluidos los casos en los que la simple inversión de la paralaje medida resultaría poco fiable. Sin embargo, no existe un único método de determinación de distancias adecuado para todas las estrellas, especialmente en el caso de estrellas muy brillantes, sistemas múltiples o supergigantes lejanas.

No todas las estrellas disponen de una medida útil de Gaia o de una distancia fiable de Bailer-Jones. En estos casos, el script puede recurrir a una distancia procedente de otro catálogo claramente identificado o derivar una distancia aproximada a partir de una paralaje suficientemente precisa. Si las medidas disponibles no permiten obtener una distancia defensible, el script registra esta limitación en lugar de asignar a la estrella las propiedades de una fuente de Gaia cercana pero no relacionada. Algunos objetos excepcionales también requieren una estimación de distancia evaluada individualmente a partir de la literatura científica. La distancia adoptada, su incertidumbre y su fuente se conservan en el conjunto de datos para que la reconstrucción tridimensional resultante no oculte estas diferencias de fiabilidad. Cuando se dispone de los datos necesarios de movimiento propio, las posiciones estelares también se refieren a una época común.

El tercer script de R transforma las coordenadas celestes y las distancias adoptadas en un sistema cartesiano tridimensional. La ascensión recta y la declinación especifican una dirección sobre la esfera celeste, mientras que la distancia indica a qué distancia a lo largo de esa dirección se encuentra la estrella. La combinación de estas tres magnitudes permite situar cada estrella en el espacio físico, con los tres ejes expresados en pársecs (1 pc ≈ 3,26 años luz). A diferencia de una versión anterior de estos gráficos, que utilizaba una proyección sobre un plano tangente para los dos ejes angulares y pársecs solo para el eje de profundidad, la reconstrucción actual emplea unidades físicas consistentes en las tres dimensiones. Esto permite explorar hasta qué punto el patrón bidimensional familiar de un asterismo puede diferir de la distribución espacial real de sus estrellas.

El script también incorpora estrellas de fondo procedentes del catálogo estelar HYG, utilizando sus posiciones y distancias individuales en lugar de situarlas sobre un plano artificial. Sus colores se basan en las medidas fotométricas disponibles, que proporcionan una indicación de la temperatura estelar: las estrellas más azuladas suelen ser más calientes, mientras que las más rojizas tienden a ser más frías. Sin embargo, el color no es una medida directa de la temperatura, y algunas estrellas no disponen de los datos fotométricos necesarios para asignarles un color fiable. Las leyendas relativas al tamaño y al color de las estrellas ayudan a interpretar cómo se han representado estas propiedades gráficamente.

Finalmente, el script de R transfiere la escena preparada a un motor de renderizado escrito en Python, que empaqueta los datos astronómicos, los controles y el código gráfico en un único archivo HTML. La visualización interactiva es generada por JavaScript mediante el sistema gráfico Canvas 2D del navegador, en lugar de la biblioteca Plotly para R que utilizaba mi versión original. Como resultado, cada gráfico final se puede abrir directamente en un navegador web o incrustarse en una página web sin que los visitantes tengan que instalar R, Python ni ningún otro software gráfico adicional.

El gráfico se abre inicialmente en el modo Vista de la Tierra, que muestra el asterismo tal como se ve desde nuestra posición en el espacio. Puedes girar y ampliar esta vista, y después cambiar al modo Explorar 3D para desplazar la cámara a través del propio modelo estelar y descubrir las distancias que separan estrellas que aparentemente se encuentran muy cerca unas de otras en el cielo nocturno. Ambas visualizaciones están conectadas: Vista de la Tierra es simplemente una posición concreta de la cámara dentro de la reconstrucción 3D y no una ilustración independiente. También puedes ajustar el tamaño de los marcadores estelares, mostrar las conexiones entre las estrellas y consultar sus propiedades disponibles pasando el cursor por encima.

Un control adicional permite comprimir o exagerar la profundidad representada. Esto puede facilitar la exploración de asterismos con un rango muy amplio de distancias estelares, pero modifica sus proporciones visuales, no las coordenadas medidas. La configuración de escala real conserva las proporciones físicas de las posiciones estelares reconstruidas y es la opción adecuada cuando se quiere comparar su geometría real.

Orión:

Casiopea

Cefeo:

Osa Menor

Dragó:

Oca mayor

Hércules:

Cisne

Lleó:

Tauro

El barquero:

Corona Boreal

Lira:

Borde

Explorando la red cósmica en tres dimensiones con datos astronómicos públicos

Dado que los datos necesarios para reconstruir la estructura a gran escala del Universo cercano son de acceso público, solo se necesita un poco de programación para descargarlos, transformarlos en coordenadas tridimensionales y visualizarlos de manera interactiva. Esto es precisamente lo que he hecho en estas tres figuras.

Aunque las tres reconstrucciones pueden parecer similares a primera vista, no muestran exactamente lo mismo. Dos de ellas exploran nuestro vecindario cósmico relativamente cercano utilizando el mismo catálogo de galaxias y la misma reconstrucción de densidad, pero a escalas diferentes y con objetivos distintos. La tercera utiliza un sondeo completamente diferente para mirar mucho más lejos dentro del Universo.

Desde catálogos públicos hasta posiciones tridimensionales

He vuelto a utilizar el lenguaje de programación libre y multiplataforma R para descargar y procesar los datos astronómicos.

Para las dos reconstrucciones del Universo cercano he empleado el catálogo público de corrimientos al rojo 2MASS (2MRS), junto con su posterior tabla de completitud de desplazamiento al rojo (tabla de completado de redshift). El catálogo original contiene 44.599 galaxias y proporciona su posición en el cielo, la magnitud en infrarrojo y la velocidad de recesión.

Un catálogo de galaxias normalmente proporciona dos coordenadas angulares y un desplazamiento al rojo (corrimiento al rojo), pero no una posición tridimensional calculada. Por este motivo, el script en R corrige las velocidades de recesión al sistema de referencia del fondo cósmico de microondas, convierte el desplazamiento al rojo en distancia comóvil y transforma las posiciones resultantes en coordenadas cartesianas supergalácticas. En este sistema de coordenadas, el plano supergaláctico sigue aproximadamente la distribución principal de galaxias y cúmulos de galaxias cercanos.

Combiné las posiciones de las galaxias con la reconstrucción pública de densidad Cosmicflows-4. Cosmicflows-4 no es otro catálogo de galaxias, sino un campo tridimensional de densidad reconstruido a partir de distancias galácticas y velocidades peculiares. Los valores positivos representan regiones con una densidad de materia superior a la media cósmica, mientras que los valores negativos identifican regiones menos densas.

Para la reconstrucción más profunda utilicé la muestra de galaxias brillantes (Muestra de Galaxia Brillante) de Liberación de Datos 1 de DESI. He tenido que convertir los datos de ascensión recta, la declinación y el desplazamiento al rojo en coordenadas cartesianas ecuatoriales. Posteriormente, añadí los vacíos cósmicos procedentes del catálogo DESIVAST, que identifica vacíos cósmicos de bajo desplazamiento al rojo mediante diversos algoritmos numéricos.

Los cálculos astronómicos y la preparación de los datos los he hecho con R y las coordenadas calculadas las he comprimido en búferes numéricos compactos de 32 bits que han sido incorporados directamente dentro del archivo HTML final.

Posteriormente, JavaScript y la biblioteca Three.js transfieren estos buffers al procesador gráfico y se representan las galaxias como un número reducido de objetos GPU. Las superficies de densidad de Cosmicflows se reconstruyen dinámicamente dentro del navegador mediante un algoritmo de tipo cubos de marcha.

Realizar esta división de tareas ha sido importante porque, mientras R ha gestionado los datos científicos, las transformaciones de coordenadas y las selecciones, JavaScript se ha encargado de la representación interactiva.

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1. El Vacío Local y las estructuras vecinas

La primera figura es una ampliación del Universo dentro de un radio de 500 millones de años luz de la Vía Láctea. Contiene 32.838 galaxias del catálogo 2MRS y fue concebida como una contraparte tridimensional de los diagramas clásicos del Buit Local y de los supercúmulos vecinos.

Los anillos concéntricos están separados por 100 millones de años luz y proporcionan una referencia visual inmediata de la escala. Los nombres identifican vacíos, muros, cúmulos de galaxias y supercúmulos destacados, mientras que las líneas verticales proyectan estas estructuras sobre el plano supergaláctico.

Las superficies rojas y magenta representan regiones de baja densidad reconstruidas a partir de Cosmicflows-4. Las superficies amarillas indican estructuras más densas y pueden activarse desde la leyenda. Las posiciones etiquetadas deben interpretarse como puntos de referencia representativos: los supercúmulos, los muros y los vacíos son estructuras extensas que a menudo tienen límites irregulares o dependientes de la definición utilizada.

Esta es la figura más adecuada para identificar el Vacío Local y comprender su relación espacial con los supercúmulos de Borde, Hidra, Centauro, Perseo-Piscis i Coma.

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2. La telaraña cósmica cercana a gran escala

La segunda reconstrucción utiliza las mismas fuentes de datos 2MRS y Cosmicflows-4, pero amplía la vista hasta aproximadamente los 874 millones de años luz del observador. Muestra 43.461 galaxias.

Todas las galaxias incluidas en el atlas del Vacío Local también aparecen en esta reconstrucción más extensa. Por lo tanto, el atlas no constituye un conjunto de datos independiente, sino una visión más cercana y mucho más anotada de la región central de este mapa.

Sin embargo, su objetivo es diferente. En lugar de reproducir el aspecto de un atlas astronómico tradicional, esta figura pone el énfasis en la relación entre la distribución observada de galaxias y el campo de densidad reconstruido. Las superficies azules representan diferentes niveles de baja densidad, mientras que las superficies naranjas señalan regiones sobredensas. Estas superficies permiten visualizar cómo los filamentos y las concentraciones de galaxias rodean enormes volúmenes comparativamente vacíos.

Esta reconstrucción es especialmente adecuada para explorar la geometría general de la red cósmica cercana y las relaciones espaciales entre estructuras como Laniakea, el Supercúmulo de Shapley, el Supercúmulo de Perseo-Piscis, la Pared del Polo Sur y diversos grandes vacíos cósmicos.

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3. Mirando mucho más lejos con DESI

La tercera figura es fundamentalmente diferente. Utiliza 67.209 galaxias de la muestra de galaxias brillantes de DESI y llega mucho más lejos dentro del Universo que las reconstrucciones basadas en 2MRS.

El color de las galaxias representa su desplazamiento al rojo y, por lo tanto, proporciona una indicación aproximada de su distancia y del tiempo transcurrido desde que su luz fue emitida. Las esferas transparentes de color azul representan los 80 vacíos interiores más grandes identificados por el algoritmo Buscador de Vacíos dentro del catálogo DESIVAST. Sus dimensiones son proporcionales a los radios efectivos del catálogo, que oscilan aproximadamente entre 21,5 y 30,9 h⁻¹ megaparsecs.

Estas esferas no deben interpretarse como paredes cósmicas perfectamente esféricas. Los vacíos cósmicos reales son irregulares. El radio efectivo corresponde al radio de una esfera que tendría el mismo volumen que el vacío reconstruido, y se utiliza aquí para facilitar la comprensión de sus dimensiones y posiciones relativas.

Los dos grandes conos de galaxias visibles en la figura son consecuencia directa de la cobertura angular del sondeo DESI. De manera similar, la banda aparentemente vacía está relacionada con la dificultad de observar galaxias externas a través del plano denso y rico en polvo de la Vía Láctea. Estos espacios son efectos de selección observacional y no enormes vacíos físicos del Universo.

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Observando la Vía Láctea desde el exterior

Vivimos en el interior de la Vía Láctea, lo que dificulta sorprendentemente la comprensión de su forma global. Desde la Tierra, las estrellas aparecen proyectadas sobre la esfera celeste: dos estrellas que parecen muy cercanas en nuestro campo de visión pueden estar separadas en realidad por miles de años luz. Para reconstruir sus posiciones en tres dimensiones se requiere información adicional: su distancia.

Usando datos públicos de Gaia DR3, he preparado dos visualizaciones interactivas que exploran este problema desde perspectivas diferentes. La primera sitúa una selección de estrellas medida dentro de un modelo del disco galáctico. La segunda utiliza estrellas variables de tipo RR Lyrae para explorar una región mucho más extensa, que se extiende a través del halo galáctico y llega hasta galaxias satélites cercanas.

Se trata de visualizaciones complementarias. Una proporciona el contexto geográfico general, mientras que la otra muestra cómo un tipo específico de estrella permite trazar estructuras dentro y alrededor de nuestra galaxia.

4. Estrellas medidas dentro de una galaxia modelada

La primera visualización combina tres capas estelares que se pueden activar o desactivar independientemente.

El nuvem de datos coloreado de Gaia contiene 100.000 estrellas seleccionadas debido a que disponen de medidas de paralaxi relativamente fiables. La paralaxi es el pequeño desplazamiento aparente de la posición de una estrella cuando el observador se desplaza alrededor del Sol. Proporciona un método geométrico para estimar distancias, pero su medición se vuelve gradualmente más difícil a medida que aumenta la distancia.

Esto explica por qué la nube de Gaia está concentrada alrededor del Sol y no alrededor del centro galáctico. Representa nuestro entorno estelar mejor medido, pero no el límite de todo lo que Gaia ha detectado.

La muestra visualizada también se ha equilibrado entre diferentes direcciones del cielo y diferentes intervalos de distancia para facilitar su inspección. Las posiciones individuales siguen basándose en observaciones reales, pero la densidad de puntos representados no debe interpretarse como la densidad real de estrellas.

La población de color rosa pálido proporciona el contexto galáctico global. Sus 200.000 puntos son simulados y representan el disco galáctico, una componente estelar más gruesa, el bulbo central y la barra galáctica, concentraciones asociadas a los brazos espirales y también el Espino Local o de Orión. Estos puntos no corresponden a estrellas individuales identificadas en ningún catálogo. Las curvas que indican los brazos galácticos son orientaciones esquemáticas y no límites definidos con precisión.

Una tercera capa contiene 2.500 estrellas RR Lyrae distantes. Sus distancias se obtienen mediante relaciones calibradas basadas en sus propiedades físicas y no a partir de la inversión directa de paralaxis muy precisas. Estas estrellas muestran cómo determinados rastreadores estelares permiten ampliar nuestra visión tridimensional mucho más allá del nucli local de Gaia.

Para explorar esta figura es recomendable comenzar con las opciones “Face-on” y “Disc scale”. Si se oculta la capa Gaia se puede examinar la estructura modelada de la galaxia; al volver a activarla se puede ver dónde se encuentran las estrellas realmente medidas. La concentración brillante local rodea al Sol, mientras que el marcador amarillo indica la posición del centro galáctico. La vista “Edge-on” permite examinar la distribución vertical de las estrellas, y la opción “Halo extent” revela los traçadores más distantes.

5. Cartografiar la Galaxia con estrellas RR Lyrae

La segunda visualización se centra en el Catálogo de estrellas RR Lyrae publicado por Li y colaboradores. Las RR Lyrae son estrellas variables que experimentan cambios periódicos en su brillo. Las relaciones calibradas entre sus propiedades de pulsación, su composición química y su luminosidad permiten estimar su distancia a partir de la luminosidad observada.

De los 135.873 objetos del catálogo, esta visualización muestra los 135.855 que tienen posiciones tridimensionales utilizables. El objeto representado más lejos se encuentra aproximadamente a 145 kiloparsecs del Sol, es decir, unos 473.000 años luz.

En esta figura, los colores indican la metalicidad, es decir, la abundancia estimada de hierro en comparación con el hidrógeno en comparación con el Sol. El azul identifica el grupo más pobre en metales, el amarillo corresponde al grupo intermedio y el rojo salmón al grupo relativamente más rico en metales. Hay que señalar que “más rico en metales” es una expresión relativa dentro de la muestra RR Lyrae y no implica necesariamente una abundancia superior a la solar. Estos colores tienen una función analítica y no corresponden a los colores reales visibles de las estrellas.

El tenue nube galáctica de fondo contiene 50.000 puntos simulados. Sirve como referencia de escala y ayuda a localizar el disco galáctico dentro de la distribución mucho más extensa de los rastreadores observados.

Varias marcas y contornos circulares identifican aproximadamente regiones asociadas con el bulbo galáctico, la galaxia nana de Sagitario, el Gran Núcleo de Magallanes, el Pequeño Núcleo de Magallanes y la galaxia nana del Escultor. Por lo tanto, varias de las concentraciones más visibles pertenecen a galaxias satélite y no al disco de la Vía Láctea. Los contornos solo actúan como guías visuales: no constituyen fronteras definidas ni demuestran que todas las estrellas incluidas pertenezcan necesariamente al sistema indicado.

Es recomendable comenzar con la opción “All RR Lyrae” para apreciar la extensión completa de los datos y, posteriormente, activar “Milky Way scale” para volver a la región central. La activación y desactivación de los diferentes grupos de metalicidad permite comparar su distribución espacial. Al pasar el cursor sobre una estrella se muestra su identificador de Gaia, la distancia estimada, la incertidumbre asociada y otra información procedente del catálogo.

Interpretando conjuntamente las dos últimas figuras

La cuarta figura muestra dónde se encuentra una muestra local confiable dentro del modelo global de la Vía Láctea. La quinta muestra cómo una población estelar especializada permite estudiar un volumen mucho más extenso, incluyendo las regiones circundantes de nuestra galaxia.

Ninguna de las dos figuras constituye un censo completo. La polvo interestelar, el aglomeramiento estelar, la sensibilidad observacional y los criterios de selección de los catálogos condicionan qué estrellas aparecen representadas. Por lo tanto, una región aparentemente vacía no tiene por qué estar realmente vacía, y una concentración visible no debe interpretarse automáticamente como una medida imparcial de la densidad estelar.

El número de puntos observados y simulados tampoco se puede utilizar para calcular qué fracción de la Vía Láctea ha sido cartografiada. Sus dimensiones y brillantes son opciones de representación gráfica, y la ampliación de los puntos durante el zoom simplemente facilita su visualización.

Consideradas conjuntamente, estas visualizaciones muestran cómo nuestra imagen actual de la Vía Láctea se construye combinando medidas directas, estimaciones de distancia calibradas y modelos estructurales, y cómo cada uno de estos elementos contribuye a revelar una parte diferente del panorama galáctico completo.

Nuestro vecindario estelar en tres dimensiones

El cielo nocturno hace que las estrellas parezcan situadas sobre una única superficie. En realidad, sin embargo, están distribuidas en el espacio a distancias muy diferentes. Este mapa interactivo te permite explorar esta tercera dimensión, mostrando los objetos cercanos situados dentro de un radio de 200 años luz alrededor del Sol.

Desplácese con el ratón para girar la visualización, utilice el botón rueda para hacer zoom y utilice el control deslizante de distancia para desplazarse desde el entorno inmediato del Sol hasta el límite exterior del mapa. La leyenda permite mostrar o ocultar diferentes grupos de estrellas, incluyendo estrellas de la secuencia principal y estrellas blancas, así como ajustar el tamaño de sus marcadores. El tamaño de los puntos sirve para facilitar su visibilidad en la pantalla y no representa su tamaño físico real.

Coloca el cursor sobre cualquier punto para consultar la distancia del objeto y otros detalles. Cuando esta información esté disponible, también se incluyen nombres alternativos registrados en la base de datos SIMBAD. Además, puedes buscar un objeto mediante su identificador de Gaia o cualquier otro nombre conocido: el mapa lo localizará y lo resaltará automáticamente. Un ejemplo es 40 Eridani B, una nana blanca situada aproximadamente a 16 años luz de nosotros. Su compañera, 40 Eridani C, es un objeto diferente situado muy cerca en el espacio.

La mayor parte del mapa se basa en el catálogo de estrellas cercanas de Gaia, pero también he utilizado el quinto catálogo de estrellas cercanas (Quinto Catálogo de Estrellas Cercanas, CNS5), basado en datos astrométricos y fotométricos de los catálogos de Gaia EDR3 i de’Hipparcos, complementadas con paralaxis procedentes de escaneos astrométricos terrestres realizados en infrarrojo, para incorporar estrellas blancas que habían quedado fuera de la selección inicial y también candidatos a estrellas marrones que Gaia puede no detectar. La capa correspondiente a las estrellas marrones solo llega hasta 25 parsecs, aproximadamente 82 años luz, mientras que el mapa completo se extiende hasta 200 años luz.

Sin embargo, aún faltan algunos objetos, especialmente estrellas muy débiles y componentes de sistemas estelares múltiples muy compactos. Por lo tanto, este mapa debe entenderse como una representación del vecindario estelar conocido y seleccionado, más bien que como un inventario completo de todos los objetos existentes alrededor del Sol.