Galaxy Clusters (Segunda Parte) by Redes Sociales

Hubblesite Abell 2744

Los cúmulos de galaxias se conocían mucho antes que los observadores pudieran reconocer lo que estaban viendo en el cielo, simplemente agrupados con el resto de las borrosas nebulosas difusas. El primer grupo que se detectó fue catalogado por Charles Messier a finales del siglo XVIII, que enumeró un total récord de once nebulosas, todas ellas en la Constelación de Virgo.

Hubblesite / Abell-370

Esta concentración de objetos también fue comentada por William Herschel en 1.811, y ahora se identifica como el rico cúmulo de Virgo local. El grupo local simplemente se sientaen el borde de esta estructura. Los cúmulos de Coma y Perseo también fueron anotados a principios del siglo XX por Max Wolf, un astrónomo alemán que solo dio cuenta de que tales nebulosas eran galaxias realmente externas. A partir de aquí, muchos otros cúmulos comenzaron a ser mapeados por el astrónomo Harlow Shapley, quien descubrió el super-cúmulo que lleva su nombre.

Hasta la década de 1.950 los cúmulos no fueron catalogados sistemáticamente. Fritz Zwicky y George Abell fueron los primeros en hacerlo. El catálogo de Abell se usa en la actualidad, y todos los clusters ricos se denominan regularmente por su "número Abell"...

Hubblesite / Coma Cluster

Los conglomerados de estrellas se definieron por las propiedades ópticas de las galaxias que los constituían, y se identificaban a partir de las superdensidades de las galaxias en las placas fotográficas en el cielo. Todo este trabajo se realizó antes de la llegada de las computadoras astronómicas y los detectores CCD, por lo que toda la evaluación de los conglomerados se hizo a ojo. Se iban identificando y contando el número de galaxias dentro de un cierto radio alrededor del más brillante para determinar una sobredensidad y estimando la distancia del brillo de las galaxias dominantes en el cúmulo.

Hubblesite / Perseus Cluster

Aunque existían problemas, cerca del plano de las galaxias, la situación se ve enturbiada por la presencia de estrellas en primer plano y la necesidad de distinguir entre estrellas, galaxias por su extensión espacial. La decisión sobre qué galaxias son miembros del grupo también puede confundirse con proyecciones fortuitas de galaxias de campo a lo largo de la línea de visión hasta los grupos, que podrían incluirse por error comparte de un grupo.

Hubblesite

El catalogo de Abell se vuelve progresivamente menos confiable para estructuras de clusters más distantes. No solo es más difícil determinar si un objeto muestra una imagen extendida en sistemas más distantes, sino que la contaminación por galaxias no asociadas que intervienen a lo largo de la línea de visión es mayor. 

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Además, como hay un número mayor de galaxias débiles que brillantes en cualquier grupo, es más difícil detectar todos los posibles miembros del grupo cuanto más distante esté el grupo.

Hubblesite / Abell 1689

En décadas recientes, se determina la presencia de un cúmulo utilizando espectros o incluso el color de las galaxias individuales para que los astrónomos se aseguren de que estén físicamente asociadas. La detección automática de galaxias, la separación de estrellas/galaxias y el conteo permiten decisiones mucho más objetivas sobre qué constituye o no un clúster. Con un corrimiento al rojo más alto, los cúmulos se descubren y/o confirman no a partir de recuentos de galaxias individuales, sino que usan propiedades de conglomerados en otras bandas de ondas.

Hubblesite / Galaxy Cluster MACS J0647

Hoy en día se han ampliado el número de Clústers y qué tan lejos se pueden detectar. El Catalogo Abell contiene más de 2.700 conglomerados, hay suficientes para permitir comparaciones significativas de sus características ópticas, como la riqueza de conglomerados, los tipos de galaxias que contienen y la morfología de su distribución. Se pensó que la forma y el contenido de un clúster era el primer paso lógico para comprender cómo se formaban estas estructuras.

Hubblesite / Galaxy Cluster MACS J1206

Pues bien, el gas caliente de rayos X hace que la identificación de los cúmulos de galaxias distantes sea mucho más sencilla. En esta banda de onda ya no es necesario determinar las distancias o colores de las galaxias individuales para ver si forman o no una asociación física. La observación de un medio intraclúster es suficiente y una forma mucho mejor de ensamblar catálogos de clústers. No solo se evalúa más facilmente la distribución de gas en un conglomerado que la distribución de galaxias, sino que también se ven fácilmente los efectos de cualquier subestructura, y las observaciones más largas solo proporcionan una mejor precisión estadística. Ya no hay ningún problema de confusión entre la identificación de estrellas o galaxias, o la preocupación por incluir erroneamente galaxias anteriores o de fondo de recuento. El cúmulo más alejado así identificado es JKCS041, que se estima que se encuentra a unos diez mil millones de años luz de nosotros, y se ve hoy en día como apareció en solo un cuarto de la edad actual del Universo. 

APOD NASA - 28/10/2009  NASA CXC

El Universo se está expandiendo, empujando cada vez más a las galaxias. Esta expansión ocurre a escalas mucho más grandes que las que estamos considerando dentro de un grupo de galaxias. Las galaxias contenidas en un cúmulo o grupo están lo suficientemente cerca unas de otras como para que la fuerza gravitatoria que sienten entre ellas domine sobre la fuerza que está empujando al Universo a separarse. Los cúmulos actúan como bolsas de gravedad que producen movimientos locales en cúmulos que existen junto con la expansión del Universo, mientras el cúmulo en su conjunto se aleja de nosotros, las galaxias individuales dentro del cúmulo se mueven una alrededor de la otra.

Hubblesite - Abell 68

Cada una de las colecciones de galaxias en un cúmulo no es estacionaria, sino que se enjambra continuamente una sobre otra como una nube de abejas, como estrellas individuales dentro de una galaxia elíptica, pro a velocidades de hasta 1.000 km/sg. El movimiento y la órbita de cada galaxia individual con un grupo está dictada por el campo gravitacional general producido por el resto del grupo.

NASA

Las velocidades de las galaxias son cantidades observables, una vez que uno elimina la velocidad sistémica de todo el cúmulo debida a la expansión del Universo, entonces los movimientos locales residuales de las galaxias se pueden modelar como un conjunto de partículas. Al sumar todos estos movimientos separados, es posible calcular la fuerza del campo gravitatorio total al que responden las galaxias, y así reducir cuanta masa gravitante hay en el grupo.

Sin embargo, existe el problema de que la mayoría de las galaxias viajan demasiado rápido para permanecer unidas a la masa observada de galaxias. Un grupo no debe permanecer unido como una entidad viable, ya que las galaxias viajan tan rápido que se dispersarían rápidamente. La ocurrencia común de clusters, sin embargo, demuestra que son estructuras dinámicamente estables. Para mantenerlos unidos, es necesario que haya mucho más presente de masa gravitante de lo que podemos inferir simplemente recapitulando lo visible en las estrellas y las galaxias.

Hubblesite - Virgo Cluster

Por ejemplo, incluso un sistema relativamente pobre, como el cúmulo de Virgo, requiere una masa total de 100 billones (100 millones de millones) de masas solares, y un cúmulo rico como Coma requiere incluso más masa. La masa total debe  ser más de cien veces más de lo que podemos ver sumando la masa observable. La implicación es que la mayoría de la masa en el clúster se compone de algo que es típicamente al menos de 100 veces más oscuro que nuestro Sol. Esto es análogo a la forma en que las galaxias espirales también giran demasiado rápido para que las estrellas permanezcan unidas a menos que haya más masas allí que la que observamos en todas las estrellas y nubes de gas.

Hubblesite 

La discrepancia en los movimientos de las galaxias en un cúmulo fue la primera línea de evidencia para la presencia de materia oscura, o como se denominó en sus orígenes "materia faltante". El requerimiento de tal material faltante fue notado por primera vez en 1.933 por Fritz Zwicky después de sus observaciones de los movimientos de las galaxias en el cúmulo de Coma. La interferencia no fue bien aceptada en esa época. De hecho, es una conclusión importante, sobre todo porque no podemos observar la masa directamente, pero solo podemos inferirla a partir de mediciones de cantidades observables. Siempre hay suposiciones y física que entran en la interpretación. La idea de que hay grandes cantidades de materia oscura en cúmulos de galaxias ha tenido que ser confirmado por otros métodos.

Fuente: NASA/Hubblesite/ Carolin Crawford (Clusters of Galaxies)-YouTube