Asterismes

Quan un alça la vista al cel nocturn, el primer que crida l’atenció és que pots traçar línies imaginàries unint els estels i pots crear les formes que vulguis. Es molt fàcil imaginar-se animals fantàstics o tot tipus de personatges imaginaris amb mil i una formes. Desp`res, sols cal deixar volar la imaginació i dotar a la forma imaginada d’una vida, d’un passat i uns fets que han provocat que hagi acabat en el cel representada pels estels escollits.

La part maravellosa és que la Humanitat porta tota la seva vida fent precisament això. Sempre hi ha hagut algú que ha alçat la mirada al cel i s’ha imaginat un món ple de criatures i èssers que, ja sigui per la seva bondat o maldat, han acabat fixats pels estels. No importa la cultura ni l’època. Tothom té un imaginari representat en la bòveda celeste i és d’una riquesa increïble. No és per a menys. La imaginació humana no té límits i això és absolutament maravellós. En realitat, la idea subjacent de crear aquestes figures imaginàries esteŀlars és intentar posar una mica d’ordre i facilitar que, quan algú parla d’alguna part del cel, els altres sàpiguen a quina part s’està referint.

Aquestes formes celestials reben el nom genèric d’asterisme. Aquesta paraula prové del grec antic (ἀστερισμός asterismós) que significa literalment “agrupació d’estrelles” o “configuració estel·lar”. Asterisme deriva de ἀστήρ (astḗr), que vol dir estrella. El terme passa després al llatí com asterismus i, des d’aquí, entra a les llengües modernes (català, castellà, francès, anglès…) mantenint gairebé intacte el significat original.

Sembla ser que la primera representació gràfica d’un asterisme estaria a la Cova de Lascaux, a França. Entre milers de pintures d’animals diversos, pintats ara fa uns 16,500 anys abans de l’actualitat, en ple Mesolític,hi hauria uns punts negres que podrien ser la representació de les Plèiades i de les Hiades, ambdues agrupacions d’estels situades a la consteŀlació de Taure. No tothom, però, hi està d’acord.

En canvi, la primera referència escrita seria molt més moderna i estaria representada pel que sembla ser el primer tractat astronòmic de la Humanitat. Aquest s composa de dues tauletes d’argila escrites en cuneiforme d’origen babilònic i que descriurien diferents aspectes de l’astronomia i astrologia d’aquesta cultura mesopotàmica. Aquestes tauletes es coneixen com MUL.APIN i, d’acord amb amb alguns treballs astromètrics recents, tindrien una edat situada al voltant de 3,370 +/- 100 anys abans de l’actualitat. Mentre sembla ser que el nom faria referència a l’asterisme de Cassiopea, en el tractat es descriurien 17 asterismes, entre els que destacarien Taure, Perseus, Orió i Auriga, entre d’altres.

La major part dels asterismes més identificables a l’hemisferi nord en la cultura occidental ens arriben a través de la tradició grecoromana, tot i que, molts d’ells, tenen arrels molt més antigues, especialment en la cosmologia mesopotàmica del III–II mil·lenni aC. Prova d’això, són els noms d’Orió, que en la cultura mesopotàmica reb el nom de SIPA.ZI.AN.NA i que podria traduir-se com Pastor del Cel i que en la cultura grega es converteix en el caçador gegant que ja coneixem nosaltres. De fet, la cultura grega hereta aquest cosmologia mesopotàmica i fà tres coses fonamentals:

Narrativitzen creant tot un món molt ric en mites al voltant dels asterismes més identificables i els antropomorfitza assimilant-los a déus que interactuen amb l’èsser humà.
Fixen noms de molts dels asterismes que coneixem i que, posteriorment, la cultura romana passarà al llatí i escamparà per tot l’imperi romà creant una basta cultura molt homogènia. Més tard, tots aquests noms passen a la nostre llengüa.
Transmeten el sistema a l’Europa medieval i moderna a través de gran quantitat d’escrits que han arribat als nostres días com els d’Homer, Hesíode, Arat i Ptolemeu. Aquests escrits, continuament copiats durant segles als monestirs de tota Europa, seràn la base de les revolucions astronòmiques posteriors.

Amb el pas del temps i l’avenç tecnològic i científic ara ja sabem que els asterismes no són més que curiositats del passat amb el que ens entretenim. La gran avantatge és la mateixa del passat: ens permeten situar-nos en el cel i explicar-lo als demés si fem alguna sessió d’astronomia a l’aire lliure. Ara sabem que els estels que conformen els asterismes no estan tots en el mateix pla horitzontal sino que cadascun està a una distància de la Terra. La part interessant per a mí sempre ha estat saber a quina distància estan aquestes estrelles.

El projecte Gaia de l’Agencia Espaial Europea, amb el llançament al 2013 del satèŀlit que porta el mateix nom, va permetre realitzar una cosa que fins aleshores era impensable: mesurar les dades astromètriques com la posició, lluminositat. distància, temperatura, composició química i moviment de quasi 2000 milions d’objectes ceŀlestials situats al nostre voltant amb una precisió sense precedents. Aquest projecte, encara vigent tot i que el satèŀlit va deixar-ho d’estar al 15 de gener de 2025, va permetre crear un mapa molt detallat de la nostre gaŀlàxia, la Via Làctia per intentar desxifrar quin és el seu origen i futura evolució. Les dades que s’han anat produïnt dins d’aquest projecte s’han anat alliberant a tota la comunitat científica i públic en general. El primer paquet de dades ho va ser el 14 de setempbre de 2016 sota el nom de Gaia Data Rrelease (DR) 1. Al 25 d’abril de 2018 es va alliberar Gaia DR2 i al 3 de desembre de 2020 ho va ser Gaia DR3. S’espera que Gaia DR4 ho sigui cap el desembre de 2026 i la versió final de les dades (Gaia DR5) no sigui abans de 2030.

Com que les dades astronòmiques de Gaia són d’accés públic, només cal una mica de programació per descarregar-les al teu ordinador i explorar l’estructura tridimensional de les estrelles que ens envolten. Utilitzant el llenguatge de programació R, que és gratuït i està disponible per a múltiples sistemes operatius, he desenvolupat un flux de treball per recuperar i analitzar les dades astronòmiques de més de 200 estrelles i reconstruir en 3D els principals asterismes de l’hemisferi nord. El flux de treball utilitza tres scripts d’R per identificar les estrelles, recuperar-ne les propietats i preparar l’escena tridimensional. Posteriorment, un breu script de Python genera un fitxer HTML autònom, els gràfics interactius del qual són representats per JavaScript dins d’un navegador web.

El primer script d’R identifica les estrelles que formen cada asterisme. Tot i que les coneixem amb noms com Deneb, Vega o Arcturus, els objectes del catàleg Gaia s’identifiquen mitjançant codis numèrics. Per trobar la correspondència correcta, l’script consulta la base de dades astronòmica SIMBAD, que integra noms estel·lars, identificadors de catàlegs, coordenades i altra informació publicada. Aquesta etapa d’identificació és especialment important en el cas d’estrelles dobles o múltiples: un nom familiar pot referir-se a tot un sistema estel·lar i no pas a un component individual. Per aquest motiu, l’script intenta determinar la identitat exacta de l’estrella que serà representada al gràfic abans de recuperar-ne les dades de Gaia.

El segon script d’R recupera les mesures astromètriques i fotomètriques disponibles a Gaia Data Release 3, juntament amb les estimacions de distància del catàleg de Bailer-Jones. Aquestes dades inclouen coordenades estel·lars, moviments propis, paral·laxis, magnituds aparents, colors i, quan estan disponibles, velocitats radials. La distància és una magnitud especialment important i, de vegades, difícil d’estimar. Les estimacions de Bailer-Jones combinen les observacions de Gaia amb informació estadística per inferir distàncies estel·lars, incloent-hi casos en què la simple inversió de la paral·laxi mesurada resultaria poc fiable. Tanmateix, no existeix un únic mètode de determinació de distàncies adequat per a totes les estrelles, especialment en el cas d’estrelles molt brillants, sistemes múltiples o supergegants llunyanes.

No totes les estrelles disposen d’una mesura útil de Gaia o d’una distància fiable de Bailer-Jones. En aquests casos, l’script pot recórrer a una distància procedent d’un altre catàleg clarament identificat o derivar una distància aproximada a partir d’una paral·laxi suficientment precisa. Si les mesures disponibles no permeten obtenir una distància defensable, l’script registra aquesta limitació en lloc d’assignar a l’estrella les propietats d’una font Gaia propera però no relacionada. Alguns objectes excepcionals també requereixen una estimació de distància avaluada individualment a partir de la literatura científica. La distància adoptada, la seva incertesa i la seva font es conserven al conjunt de dades perquè la reconstrucció tridimensional resultant no amagui aquestes diferències de fiabilitat. Quan es disposa de les dades necessàries de moviment propi, les posicions estel·lars també es refereixen a una època comuna.

El tercer script d’R transforma les coordenades celestes i les distàncies adoptades en un sistema cartesià tridimensional. L’ascensió recta i la declinació especifiquen una direcció sobre l’esfera celeste, mentre que la distància indica a quina distància al llarg d’aquesta direcció es troba l’estrella. La combinació d’aquestes tres magnituds permet situar cada estrella en l’espai físic, amb els tres eixos expressats en parsecs (1 pc ≈ 3,26 anys llum). A diferència d’una versió anterior d’aquests gràfics, que utilitzava una projecció sobre un pla tangent per als dos eixos angulars i parsecs només per a l’eix de profunditat, la reconstrucció actual empra unitats físiques consistents en les tres dimensions. Això permet explorar fins a quin punt el patró bidimensional familiar d’un asterisme pot diferir de la distribució espacial real de les seves estrelles.

L’script també incorpora estrelles de fons procedents del catàleg estel·lar HYG, utilitzant les seves posicions i distàncies individuals en lloc de situar-les sobre un pla artificial. Els seus colors es basen en les mesures fotomètriques disponibles, que proporcionen una indicació de la temperatura estel·lar: les estrelles més blavoses solen ser més calentes, mentre que les més vermelloses acostumen a ser més fredes. Tanmateix, el color no és una mesura directa de la temperatura, i algunes estrelles no disposen de les dades fotomètriques necessàries per assignar-los un color fiable. Les llegendes relatives a la mida i al color de les estrelles ajuden a interpretar com s’han representat aquestes propietats gràficament.

Finalment, l’script d’R transfereix l’escena preparada a un motor de renderització escrit en Python, que empaqueta les dades astronòmiques, els controls i el codi gràfic en un únic fitxer HTML. La visualització interactiva és generada per JavaScript mitjançant el sistema gràfic Canvas 2D del navegador, en lloc de la biblioteca Plotly per a R que utilitzava la meva versió original. Com a resultat, cada gràfic final es pot obrir directament en un navegador web o incrustar-se en una pàgina web sense que els visitants hagin d’instal·lar R, Python ni cap altre programari gràfic addicional.

El gràfic s’obre inicialment en el mode Earth View, que mostra l’asterisme tal com es veu des de la nostra posició a l’espai. Pots girar i ampliar aquesta vista, i després canviar al mode Explore 3D per desplaçar la càmera a través del mateix model estel·lar i descobrir les distàncies que separen estrelles que aparentment es troben molt a prop les unes de les altres al cel nocturn. Ambdues visualitzacions estan connectades: Earth View és simplement una posició concreta de la càmera dins de la reconstrucció 3D i no una il·lustració independent. També pots ajustar la mida dels marcadors estel·lars, mostrar les connexions entre les estrelles i consultar-ne les propietats disponibles passant-hi el cursor per sobre.

Un control addicional permet comprimir o exagerar la profunditat representada. Això pot facilitar l’exploració d’asterismes amb un rang molt ampli de distàncies estel·lars, però modifica les seves proporcions visuals, no pas les coordenades mesurades. La configuració d’escala real conserva les proporcions físiques de les posicions estel·lars reconstruïdes i és l’opció adequada quan es vol comparar la seva geometria real.

Orió:

Cassiopea:

Cefeu:

Ossa menor:

Dragó:

Ossa major:

Hércules:

Cigne:

Lleó:

Taure:

El barquer:

Corona borealis:

Lira:

Verge:

Explorant la teranyina còsmica en tres dimensions amb dades astronòmiques públiques

Com que les dades necessàries per reconstruir l’estructura a gran escala de l’Univers proper són d’accés públic, només cal una mica de programació per descarregar-les, transformar-les en coordenades tridimensionals i visualitzar-les de manera interactiva. Això és precisament el que he fet en aquestes tres figures.

Tot i que les tres reconstruccions poden semblar similars a primer cop d’ull, no mostren exactament el mateix. Dues d’elles exploren el nostre veïnat còsmic relativament proper utilitzant el mateix catàleg de galàxies i la mateixa reconstrucció de densitat, però a escales diferents i amb objectius diferents. La tercera utilitza un sondeig completament diferent per mirar molt més lluny dins de l’Univers.

Des de catàlegs públics fins a posicions tridimensionals

He tornat a utilitzar el llenguatge de programació lliure i multiplataforma R per descarregar i processar les dades astronòmiques.

Per a les dues reconstruccions de l’Univers proper he emprat el catàleg públic 2MASS Redshift Survey (2MRS), juntament amb la seva posterior taula de completitud de desplaçament al vermell (redshift-completion table). El catàleg original conté 44.599 galàxies i proporciona la seva posició al cel, la magnitud en infraroig i la velocitat de recessió.

Un catàleg de galàxies normalment proporciona dues coordenades angulars i un desplaçament al vermell (redshift), però no una posició tridimensional calculada. Per aquest motiu, l’script en R corregeix les velocitats de recessió al sistema de referència del fons còsmic de microones, converteix el desplaçament al vermell en distància comòbil i transforma les posicions resultants en coordenades cartesianes supergalàctiques. En aquest sistema de coordenades, el pla supergalàctic segueix aproximadament la distribució principal de galàxies i cúmuls de galàxies propers.

Les posicions de les galàxies les vaig combinar amb la reconstrucció pública de densitat Cosmicflows-4. Cosmicflows-4 no és un altre catàleg de galàxies, sinó un camp tridimensional de densitat reconstruït a partir de distàncies galàctiques i velocitats peculiars. Els valors positius representen regions amb una densitat de matèria superior a la mitjana còsmica, mentre que els valors negatius identifiquen regions menys denses.

Per a la reconstrucció més profunda vaig utilitzar la mostra de galàxies brillants (Bright Galaxy Sample) de DESI Data Release 1. He tingut que convertir les dades d’ascensió recta, la declinació i el desplaçament al vermell en coordenades cartesianes equatorials. Posteriorment, hi vaig afegir els buits còsmics procedents del catàleg DESIVAST, que identifica buits còsmics de baix desplaçament al vermell mitjançant diversos algorismes numèrics.

Els càlculs astronòmics i la preparació de les dades ho he fet amb R i les coordenades calculades les he comprimit en buffers numèrics compactes de 32 bits que han estat incorporats directament dins del fitxer HTML final.

Posteriorment, JavaScript i la biblioteca Three.js transfereixen aquests buffers al processador gràfic i es representen les galàxies com un nombre reduït d’objectes GPU. Les superfícies de densitat de Cosmicflows es reconstrueixen dinàmicament dins del navegador mitjançant un algorisme de tipus marching cubes.

Realitzar aquesta divisió de tasques ha estat important perquè, mentre R ha gestionat les dades científiques, les transformacions de coordenades i les seleccions, JavaScript s’ha encarregat de la representació interactiva.

1. El Buit Local i les estructures veïnes

La primera figura és una ampliació de l’Univers dins d’un radi de 500 milions d’anys llum de la Via Làctia. Conté 32.838 galàxies del catàleg 2MRS i va ser concebuda com una contraparte tridimensional dels diagrames clàssics del Buit Local i dels supercúmuls veïns.

Els anells concèntrics estan separats per 100 milions d’anys llum i proporcionen una referència visual immediata de l’escala. Els noms identifiquen buits, murs, cúmuls de galàxies i supercúmuls destacats, mentre que les línies verticals projecten aquestes estructures sobre el pla supergalàctic.

Les superfícies vermelles i magenta representen regions de baixa densitat reconstruïdes a partir de Cosmicflows-4. Les superfícies grogues indiquen estructures més denses i poden activar-se des de la llegenda. Les posicions etiquetades s’han d’interpretar com a punts de referència representatius: els supercúmuls, els murs i els buits són estructures extenses que sovint tenen límits irregulars o dependents de la definició utilitzada.

Aquesta és la figura més adequada per identificar el Buit Local i comprendre la seva relació espacial amb els supercúmuls de Verge, Hidra, Centaure, Perseus-Peixos i Coma.

2. La teranyina còsmica propera a gran escala

La segona reconstrucció utilitza les mateixes fonts de dades 2MRS i Cosmicflows-4, però amplia la vista fins aproximadament als 874 milions d’anys llum de l’observador. Mostra 43.461 galàxies.

Totes les galàxies incloses a l’atles del Buit Local també apareixen en aquesta reconstrucció més extensa. Per tant, l’atles no constitueix un conjunt de dades independent, sinó una visió més propera i molt més anotada de la regió central d’aquest mapa.

Tanmateix, el seu objectiu és diferent. En lloc de reproduir l’aspecte d’un atles astronòmic tradicional, aquesta figura posa l’èmfasi en la relació entre la distribució observada de galàxies i el camp de densitat reconstruït. Les superfícies blaves representen diferents nivells de baixa densitat, mentre que les superfícies taronges assenyalen regions sobredenses. Aquestes superfícies permeten visualitzar com els filaments i les concentracions de galàxies envolten enormes volums comparativament buits.

Aquesta reconstrucció és especialment adequada per explorar la geometria general de la teranyina còsmica propera i les relacions espacials entre estructures com Laniakea, el Supercúmul de Shapley, el Supercúmul de Perseus-Peixos, la Pared del Pol Sud i diversos grans buits còsmics.

3. Mirant molt més lluny amb DESI

La tercera figura és fonamentalment diferent. Utilitza 67.209 galàxies de la mostra de galàxies brillants de DESI i arriba molt més lluny dins de l’Univers que les reconstruccions basades en 2MRS.

El color de les galàxies representa el seu desplaçament al vermell i, per tant, proporciona una indicació aproximada de la seva distància i del temps transcorregut des que la seva llum va ser emesa. Les esferes transparents de color blau representen els 80 buits interiors més grans identificats per l’algorisme VoidFinder dins del catàleg DESIVAST. Les seves dimensions són proporcionals als radis efectius del catàleg, que oscil·len aproximadament entre 21,5 i 30,9 h⁻¹ megaparsecs.

Aquestes esferes no s’han d’interpretar com a parets còsmiques perfectament esfèriques. Els buits còsmics reals són irregulars. El radi efectiu correspon al radi d’una esfera que tindria el mateix volum que el buit reconstruït, i s’utilitza aquí per facilitar la comprensió de les seves dimensions i posicions relatives.

Els dos grans cons de galàxies visibles en la figura són conseqüència directa de la cobertura angular del sondeig DESI. De manera similar, la banda aparentment buida està relacionada amb la dificultat d’observar galàxies externes a través del pla dens i ric en pols de la Via Làctia. Aquests espais són efectes de selecció observacional i no pas enormes buits físics de l’Univers.

Observant la Via Làctia des de fora

Vivim a l’interior de la Via Làctia, fet que dificulta sorprenentment la comprensió de la seva forma global. Des de la Terra, les estrelles apareixen projectades sobre la volta celeste: dues estrelles que semblen molt properes en el nostre camp de visió poden estar separades en realitat per milers d’anys llum. Per reconstruir les seves posicions en tres dimensions cal una informació addicional: la seva distància.

Utilitzant dades públiques de Gaia DR3, he preparat dues visualitzacions interactives que exploren aquest problema des de perspectives diferents. La primera situa una selecció d’estrelles mesurades dins d’un model del disc galàctic. La segona utilitza estrelles variables de tipus RR Lyrae per explorar una regió molt més extensa, que s’estén a través de l’halo galàctic i arriba fins a galàxies satèl·lit properes.

Es tracta de visualitzacions complementàries. Una proporciona el context geogràfic general, mentre que l’altra mostra com un tipus específic d’estrella permet traçar estructures dins i al voltant de la nostra galàxia.

4. Estrelles mesurades dins d’una galàxia modelitzada

La primera visualització combina tres capes estel·lars que es poden activar o desactivar de manera independent.

El núvol acolorit de dades de Gaia conté 100.000 estrelles seleccionades per disposar de mesures de paral·laxi relativament fiables. La paral·laxi és el petit desplaçament aparent de la posició d’una estrella quan l’observador es mou al voltant del Sol. Proporciona un mètode geomètric per estimar distàncies, però la seva mesura esdevé progressivament més difícil a mesura que augmenta la distància.

Això explica per què el núvol de Gaia està concentrat al voltant del Sol i no al voltant del centre galàctic. Representa el nostre entorn estel·lar millor mesurat, però no el límit de tot allò que Gaia ha detectat.

La mostra visualitzada també s’ha equilibrat entre diferents direccions del cel i diferents intervals de distància per facilitar-ne la inspecció. Les posicions individuals continuen basant-se en observacions reals, però la densitat de punts representats no s’ha d’interpretar com la densitat real d’estrelles.

La població de color rosa pàl·lid proporciona el context galàctic global. Els seus 200.000 punts són simulats i representen el disc galàctic, una component estel·lar més gruixuda, el bulb central i la barra galàctica, concentracions associades als braços espirals i també l’esperó Local o d’Orió. Aquests punts no corresponen a estrelles individuals identificades en cap catàleg. Les corbes que indiquen els braços galàctics són guies esquemàtiques i no límits determinats amb precisió.

Una tercera capa conté 2.500 estrelles RR Lyrae llunyanes. Les seves distàncies s’obtenen mitjançant relacions calibrades basades en les seves propietats físiques i no pas a partir de la inversió directa de paral·laxis molt precises. Aquestes estrelles mostren com determinats traçadors estel·lars permeten ampliar la nostra visió tridimensional molt més enllà del núvol local de Gaia.

Per explorar aquesta figura és recomanable començar amb les opcions “Face-on” i “Disc scale”. Si s’amaga la capa Gaia es pot examinar l’estructura modelitzada de la galàxia; en tornar-la a activar es pot veure on se situen les estrelles realment mesurades. La concentració brillant local envolta el Sol, mentre que el marcador groc indica la posició del centre galàctic. La vista “Edge-on” permet examinar la distribució vertical de les estrelles, i l’opció “Halo extent” revela els traçadors més distants.

5. Cartografiant la Galàxia amb estrelles RR Lyrae

La segona visualització està centrada en el catàleg d’estrelles RR Lyrae publicat per Li i col·laboradors. Les RR Lyrae són estrelles variables que experimenten canvis periòdics de brillantor. Les relacions calibrades entre les seves propietats de pulsació, la seva composició química i la seva lluminositat permeten estimar-ne la distància a partir de la brillantor observada.

Dels 135.873 objectes del catàleg, aquesta visualització mostra els 135.855 que disposen de posicions tridimensionals utilitzables. L’objecte representat més llunyà es troba aproximadament a 145 quiloparsecs del Sol, és a dir, uns 473.000 anys llum.

En aquesta figura, els colors indiquen la metal·licitat, és a dir, l’abundància estimada de ferro respecte de l’hidrogen en comparació amb el Sol. El blau identifica el grup més pobre en metalls, el groc correspon al grup intermedi i el vermell salmó al grup relativament més ric en metalls. Cal remarcar que “més ric en metalls” és una expressió relativa dins de la mostra RR Lyrae i no implica necessàriament una abundància superior a la solar. Aquests colors tenen una funció analítica i no corresponen als colors visibles reals de les estrelles.

El tènue núvol galàctic de fons conté 50.000 punts simulats. Serveix com a referència d’escala i ajuda a localitzar el disc galàctic dins de la distribució molt més extensa dels traçadors observats.

Diverses etiquetes i contorns circulars identifiquen aproximadament regions associades al bulb galàctic, la galàxia nana de Sagitari, el Gran Núvol de Magalhães, el Petit Núvol de Magalhães i la galàxia nana de l’Escultor. Per tant, diverses de les concentracions més visibles pertanyen a galàxies satèl·lit i no al disc de la Via Làctia. Els contorns només actuen com a guies visuals: no constitueixen fronteres definides ni demostren que totes les estrelles incloses pertanyin necessàriament al sistema indicat.

És recomanable començar amb l’opció “All RR Lyrae” per apreciar l’extensió completa de les dades i, posteriorment, activar “Milky Way scale” per tornar a la regió central. L’activació i desactivació dels diferents grups de metal·licitat permet comparar-ne la distribució espacial. En passar el cursor sobre una estrella es mostren el seu identificador de Gaia, la distància estimada, la incertesa associada i altra informació procedent del catàleg.

Interpretant conjuntament les dues darreres figures

La quarta figura mostra on se situa una mostra local fiable dins del model global de la Via Làctia. La cinquena demostra com una població estel·lar especialitzada permet estudiar un volum molt més extens, incloent-hi les regions circumdants de la nostra galàxia.

Cap de les dues figures constitueix un cens complet. La pols interestel·lar, l’amuntegament d’estrelles, la sensibilitat observacional i els criteris de selecció dels catàlegs condicionen quines estrelles apareixen representades. Per tant, una regió aparentment buida no ha d’estar necessàriament buida en realitat, i una concentració visible no s’ha d’interpretar automàticament com una mesura imparcial de la densitat estel·lar.

El nombre de punts observats i simulats tampoc no es pot utilitzar per calcular quina fracció de la Via Làctia ha estat cartografiada. Les seves mides i brillantors són opcions de representació gràfica, i l’ampliació dels punts durant el zoom simplement facilita la seva visualització.

Considerades conjuntament, aquestes visualitzacions mostren com la nostra imatge actual de la Via Làctia es construeix combinant mesures directes, estimacions de distància calibrades i models estructurals, i com cadascun d’aquests elements contribueix a revelar una part diferent del panorama galàctic complet.

El nostre veïnat estel·lar en tres dimensions

El cel nocturn fa que les estrelles semblin situades sobre una única superfície. En realitat, però, estan distribuïdes per l’espai a distàncies molt diferents. Aquest mapa interactiu et permet explorar aquesta tercera dimensió, mostrant els objectes propers situats dins d’un radi de 200 anys llum al voltant del Sol.

Arrossega el ratolí per girar la visualització, utilitza la roda per fer zoom i fes servir el control lliscant de distància per desplaçar-te des de l’entorn immediat del Sol fins al límit exterior del mapa. La llegenda et permet mostrar o ocultar diferents grups d’estrelles, incloent-hi estrelles de la seqüència principal i nanes blanques, així com ajustar la mida dels seus marcadors. La mida dels punts serveix per facilitar-ne la visibilitat a la pantalla i no representa la seva mida física real.

Situa el cursor sobre qualsevol punt per consultar la distància de l’objecte i altres detalls. Quan aquesta informació està disponible, també s’hi inclouen noms alternatius registrats a la base de dades SIMBAD. A més, pots cercar un objecte mitjançant el seu identificador de Gaia o qualsevol altre nom conegut: el mapa el localitzarà i el ressaltarà automàticament. Un exemple és 40 Eridani B, una nana blanca situada aproximadament a 16 anys llum de nosaltres. La seva companya, 40 Eridani C, és un objecte diferent situat molt a prop en l’espai.

La major part del mapa es basa en el catàleg d’estrelles properes de Gaia però també he utilitzat el cinquè catàleg d’estrelles properes (Fifth Catalogue of Nearby Stars, CNS5), basat en dades astromètriques i fotomètriques dels catàlegs de Gaia EDR3 i d’Hipparcos, complementades amb paral·laxis procedents de escombrats astromètrics terrestres realitzats en l’infraroig, per incorporar nanes blanques que havien quedat fora de la selecció inicial i també candidats a nanes marrons que Gaia pot no detectar. La capa corresponent a les nanes marrons només arriba fins a 25 parsecs, aproximadament 82 anys llum, mentre que el mapa complet s’estén fins als 200 anys llum.

Malgrat això, encara hi falten alguns objectes, especialment estrelles molt febles i components de sistemes estel·lars múltiples molt compactes. Per tant, aquest mapa s’ha d’entendre com una representació del veïnat estel·lar conegut i seleccionat, més que no pas com un inventari complet de tots els objectes existents al voltant del Sol.