El Grupo Locales nuestro pequeño grupo de galaxias. Lo componen un total de cuatro galaxias grandes y más de 30 pequeñas. Incluye nuestra Vía Lactea, la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes. Estas galaxias se extienden en un volumen de caso 10 millones de años luz de diámetro, centrado en algún lugar entre la Vía Láctea y la M-31.
El Grupo Local se localiza en un extremo del Supercúmulo Local, cuyo centro se sitúa en el cúmulo de Virgo, encabezado por la galaxia gigante elíptica M-87, con tanta masa que podría albergar perfectamente a toda la masa del Grupo Local y con dimensiones de unas diez veces superior a la Vía Láctea, se calcula que puede contener un billón de masas solares.
asociacionastronomica - Distribución espacial de la galaxias del Grupo Local
De las galaxias miembros del Grupo Local, la Vía Lácteay la M-31 (Galaxia de Andrómeda) son los miembros más masivos, y por tanto los dominantes. Cada una de estas dos espirales gigantes ha acumulado un sistema de galaxias satélite.
Hubble M-31 (Galaxia de Anrómeda)
- El Sistema de la Vía Láctea contiene muchas galaxias enanas diseminadas por todo el cielo, como la Gran Nube de Magallanes (LMC), la Pequeña Nube de Magallanes (SMC), Canis Major Dwarf, la galaxia elíptica Sagittarius Dwarft, y las galaxias enanas en la Ursa Minor, Draco, Carina, Sextans, Sculptor, Fornax, Leo I, Leo II, Fenix y Leo A, así como unas once galaxias esferoidales enanas conocidas recientemente.
NASA - LMC Gran Nube de Magallanes
- El Sistema de la Galaxia de Andrómeda se agrupa alrededor de la Galaxia principal M-31, y contiene a laM-32 y M-110 cercanos brillantes, NGC 147, NGC 185 más débiles y lejanos, los sistemas tenues Y I, Y II, Y III y posiblemente Y IV, Y V, Y VI (enano Pegaso), Y VII (enano Cassiopea), Y VIII, Y IX e Y X, así como los esferoidales enanos Y XI, Y XII, Y X III e Y XIV. La tercera galaxia más grande, la espiral Triangulum M-33, puede o no ser una compañera de la M-31, pero probablemente tiene el LGS 3 enano como satélite. Además, la galaxia enana IC 1613, y los miembros dudosos UGCA 86 y UGCA 92.
M-110 (Apod NASA 9 septiembre 2008) - Jean Charles Cuillandre/Giovanni Anselmi
- Hay un tercer subgrupo potencial alrededor de la galaxia NGC 3109, que contiene Sextans A, Sextans B, Antlen Dwarf, y quizás Leo A (aunque puede pertenecer al subgrupo de la Vía Láctea).
NASA - Galaxia Antlia Dwarf
Sextans B - Phil Massey
- Los otros miembros, en su mayoría irregulares enanos, no pueden ser asignados a uno de estos subgrupos principales y flotan solos en el campo gravitacional de los miembros del grupo gigante. Tienden a formar una gran nube, la nube de grupo local.
Bueno, el Grupo Local no está aislado, sino que se encuentra en interacción gravitatoria e intercambio de miembros con los grupos cercanos más próximos. Como el grupo Maffei I, asociado con la IC 324 y una serie de galaxias más pequeñas (Maffei I, MAffei II Dwingeloo I y Dwingeloo II).
AatlasoftheUniverse
O el grupo Sculptor (grupo sur polar), con miembros situados alrededor del polo galáctico sur. Un grupo que se encuentra dominado por la NGC 253.
Apod NASA 3/11/16 (Dietmar Hager, Eric Benson) NGC 253
O el grupo M-81...
M-81 NASA/ESA Hubble Space Telescope
O el grupo M-83...
M-83 NASA/ESA Hubble Space Telescope
Otros grupos de galaxias más distantes como el grupo NGC 4244 y el grupo CVn I (M-64 y M-94), se encuentran demasiado remotos para haber interactuado significativamente con el Grupo Local en el pasado
Con lo que se podría formar una elíptica gigante. También hay evidencia que el cúmulo de Virgo detendrá nuestra recesión cosmológica lejos de él, acelerará al Grupo Local hacia sí mismo para que finalmente caiga y se fusione en este enorme cúmulo de galaxias.
La GalaxiaWolf-Lundmark-Melotte (WLM) fue descubierta en el año 1.909 por el astrónomo alemán Max Wolf. Posteriormente fue identificada en 1.926 como una galaxia por los astrónomos Knut Lundmark y Philibert J. Melotte, de ahí su nombre. Es un miembro débil del Grupo Local, y se encuentra en la Constelación de Cetus, situada a 3 millones de años luz de la Vía Láctea.
Apod NASA 7/4/2016 - ESO
WLM es una galaxia muy pequeña y carece de estructura, está clasificada como una galaxia enana irregular. Se extiende 8.000 años luz en su mayor envergadura, medida que incluye un halo de estrellas muy viejas. Durante miles de millones de años, el proceso de fusión de las galaxias que interactuaban gravitacionalmente, fue generando las grandes galaxias espirales y elípticas que parecen ser las más comunes en el Universo.
WLM se ha desarrollado por sí sola, lejos de la influencia de otras galaxias y de sus poblaciones estelares. Esta galaxia representa un estado de naturaleza relativamente impertubable en el que los cambios que han ocurrido a lo largo de su vida han tenido lugar, en gran medida, de forma independiente a la actividad desarrollada en otros lugares. WLM tiene un extendido halo de estrellas rojas muy tenues, que se extiende en la negrura del espacio circundante. Esta tonalidad rojiza indica su avanzada edad estelar, y es probable que el halo se remonta a la formación original de la galaxia.
ESO
Sin embargo, las estrellas que se encuentran en el centro de WLM parecen más jóvenes y tienen un color más azulado. Las nubes rosadas de la primera imagen, señalan las zonas en las que la intensa luz de las estrellas jóvenes han ionizado el hidrógeno del entorno, haciéndolo brillar con un tono rojizo.
Aproximadamente se encuentra a una distancia de 3,4 millones de años luz, un poco más lejos que la galaxia de Andrómeda (a 2,9 millones de años luz).
ESO - Se muestra la posición de la tenue galaxia WLM
El Telescopio ALMA ha descubierto una población inesperada de nubes interestelares compactas dentro de WLM. Estas nubes que forman estrellas proporcionan el ambiente nutritivo necesario para formar cúmulos de estrellas. En el recuadro se muestran las regiones que corresponden a núcleos densos capaces de formar cúmulos como los que se encuentran en la Vía Láctea y otras galaxias grandes.
ALMA
El siguiente vídeo muestra una animación del cúmulo de estrellas emergentes en la galaxia irregular WLM. El zoom ilustra cómo una colección de estrellas aparecería dentro de una de esas nubes.
Loscúmulos 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
Elcatalogo de Abellse 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.
cas.sdss
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
La mayoría de las galaxias no están solas en el espacio, sino que están conectadas por la gravedad con una o más galaxias. La misma fuerza puede mantener unidas muchas galaxias individuales. Los grupos pueden ser pequeños, como dos galaxias que orbitan entre sí, o grandes, como el rico cúmulo de miles de galaxias de Coma que se extienden por más de diez millones de años luz.
Los rayos X muestran que los cúmulos de galaxias están llenos de nubes colosales de gas caliente. Estas nubes tienen temperaturas de hasta cien millones de grados y contienen tanta masa como todas las estrellas en las galaxias del cúmulo. La parte más visible de los cúmulos de galaxias, todas las estrellas en todas las galaxias que componen el cúmulo, es una pequeña fracción de la suma total de lo que compone el cúmulo.
NASA
Los cúmulos de galaxias son los objetos gravitacionales más grandes del Universo. Tienen tres componentes principales:
1) Cientos de galaxias que contienen estrellas, gas y polvo.
2) Grandes nubes de gas caliente que es invisible para los telescopios ópticos.
3) La materia oscura, una misteriosa forma de materia que hasta ahora ha escapado a la detección directa con cualquier tipo de telescopio, pero hace sentir su presencia a través de su atracción gravitatoria sobre las galaxias y el gas caliente.
El gas caliente envuelve las galaxias y llena el espacio entre las galaxias. Contiene más masa que todas las galaxias en el grupo. Aunque las galaxias y las nubes de gas caliente son muy masivas, los científicos han determinado que se necesita alrededor de 10 veces más masa para mantener el cúmulo unido. La materia oscura debe existir para proporcionar la gravedad adicional. De hecho, los astrónomos creen que los cúmulos de galaxias se forman como cúmulos de materia oscura y sus galaxias asociadas se unen por la gravedad para formar grupos de docenas de galaxias, que a su vez se fusionan para formar cúmulos de cientos, incluso de miles de galaxias.
Chandra -Abell 2142
El gas en los cúmulos de galaxias se calienta a medida que se forma el cúmulo. Este calentamiento puede ser un proceso violento cuando las nubes de gas que envuelven grupos de galaxias colisionan y se fusionan para convertirse en un grupo durante miles de millones de años.
Lleva mucho tiempo construir un cúmulo de galaxias, y depende de detalles como la cantidad de materia oscura en el Universo, si la materia oscura está caliente fría, que tan rápido se expande el Universo, etc. La presión del gas caliente es una prueba precisa de la cantidad de oscuridad, materia en racimos de galaxias.
NASA Abel 370
Las nubes de gas caliente en cúmulos de galaxias proporcionan pistas sobre el origen, la evolución y el destino del Universo. Las observaciones combinadas de los rayos X y microondas pueden medir el efecto del gas del cluster a medida que dispersa el fondo de microondas cósmico que fluye a través del cluster desde las profundidades del Universo. La cantidad de dispersión permite estimar la distancia al cluster. Una información que nos puede ayudar a estimar el tamaño y la edad del Universo.
NASA
Bueno, desde el hemisferio norte es visible a simple vista la galaxia de Andrómeda, con una forma y tamaño similar a la Vía Láctea, situada a 2,5 millones de años luz de distancia. Andrómeda está acompañada por un par de pequeñas galaxias que orbitan a su alrededor. Desde el hemisferio sur también se puede observar la nube de Magallanes. Hay muchas más galaxias que nos rodean, tanto a nosotros como a Andrómeda, aunque no son tan fácilmente observables a simple vista. Junto con otra galaxia espiral ligeramente más pequeña, Triangulum, a unos 3 millones de años luz de distancia, y sus satélites enanos, se forma un "Grupo local" de aproximadamente 50 galaxias.
NASA
Los cúmulos de galaxias contiene de cientos a miles de galaxias, todas ellas confinadas a un volumen de espacio que no es mucho mayor que el ocupado por un grupo de galaxias. La diferencia radica en la alta densidad de galaxias. Como hemos comentado, uno de los cúmulos más ricos conocidos que se encuentran cerca de nosotros es el cúmulo de Coma, con más de tres mil galaxias contenidas dentro de un diámetro alrededor de veinte millones de años luz.
NASA - Hubblesite
Las galaxias forman una distribución relajada, bastante simétrica, dominado por dos galaxias elípticas gigantes: llamadas NGC 4874 y NGC 4889.
NASA
El cúmulo más cercano es el de las galaxias de Perseo, a unos 250 millones de años luz. Perseo contiene más de mil galaxias en racimo, de nuevo en un volumen de espacio de unos 15 millones de años luz de diámetro.
APOD NASA 15/8/1.998 Persueus Cluster (Digitized Sky Survey)
Los conglomerados son las estructuras organizadas más grandes en todo el Universo que parecen estar unidas gravitacionalmente. Todos tienden a tener el mismo tamaño, lo que difiere es cuantas galaxias están empaquetadas dentro de este espacio.
cseligman
Muchos cúmulos de galaxias están agrupados en estructuras aún más grandes llamadas super-clusters que pueden extenderse durante decenas de millones de años luz, y que probablemente aún se estén formando.
NASA/Hubble
Aunque los cúmulos contienen muchas galaxias, es importante tener en cuenta que no todas las galaxias residen en cúmulos. De hecho, la mayoría de las galaxias existen fuera de los cúmulos, y una galaxia que no es parte de un cúmulo se llama galaxia de campo.
El cúmulo de galaxias COSMOS-AzTEC3 es el protoclúster masivo más distante conocido, también uno de los más jóvenes. El cúmulo está a unos 12.600 millones de años luz.
Chandra
ABEL 1835
Las siguientes ilustraciones muestran la técnica utilizada para realizar mediciones de distancia a cúmulos de galaxias. Las observaciones del Chandra se usan para determinar la proporción de masa del gas caliente y la masa de la materia oscura en diferentes grupos de galaxias. Esta "fracción de gas" depende de las distancias supuestas a los Cúmulos, que a su vez depende de la cantidad de materia y energía oscura en el Universo. Debido a que los cúmulos de galaxias son extremadamente grandes, la fracción de gases sebe ser la misma para cada agrupación, por lo que las distancias a los conglomerados se ajustan para satisfacer este requisito. Cada una de estas tres ilustraciones muestra a Chandra en la parte superior izquierda, observando un cúmulo de galaxias, que se muestra en la parte superior derecha (en rojo). Las cantidades relativas de gas caliente (en rojo) y materia oscura (en azul) se muestran en la parte inferior, con el marcador verde dando la cantidad correcta y esperada.
Chandra
Para finalizar, unas imágenes a color natural del Telescopio Espacial Hubble de cuatro cúmulos de galaxias del programa de observación "The Frontier Fields". Los grandes observatorios de la NASA se unen para mirar el Universo profundo, con el impulso de las "Lentes Zoom" que se encuentran en el espacio, se debería poder descubrir galaxias que son hasta 100 veces más débiles de lo que normalmente se veía. Los campos gravitacionales de los cúmulos iluminan y magnifican galaxias de fondo mucho más distantes que son tan débiles que de otro modo serían inobservables. Los cúmulos en primer plano oscilan entre 3.000 y 5.000 millones de años luz de la Tierra.
