Los grupos, maestros del universo

Apodado «el hurón de los co-conjuntos» por Louis xv, Charles Messier marcó su tiempo con varios descubrimientos importantes. En la noche del 15 de abril de 1779, en el corazón de París, Messier observó el paso del cometa de «1779» frente a las constelaciones de la Virgen y Coma Bérénice. Esa noche, vio tres puntos difusos en la aparición de cometas que, sin embargo, no se habían movido en comparación con las noches anteriores. Para asegurarse de no confundirlos con cometas durante una cacería posterior, los agregó a su lista de «taxistas». La historia de la astronomía recordará que así se llama galaxias.

Más tarde, observó que una pequeña región ubicada entre las constelaciones de la Virgen y Coma Berenice (que más tarde se llamará Coma) contenía 13 de los 109 puntos fijos difusos que él y Pierre Méchain habían identificado. Hoy, estos puntos son bien conocidos por los astrónomos: por ejemplo, M31 (el objeto 31 en el catálogo de Messier) es la galaxia espiral de Andrómeda. Este descubrimiento, como muchos otros, fue fortuito: cuando no los estaba buscando, Messier acababa de descubrir el cúmulo de galaxias en Coma, el primer ejemplo de las estructuras más masivas del Universo.

Los grupos son grupos de galaxias, al igual que las galaxias son grupos de estrellas. Son más masivos en comparación con los humanos que los humanos en comparación con las partículas subatómicas. En el organigrama de estructuras cósmicas, los grupos ocupan la sede del vicepresidente, una muesca debajo del Universo mismo.

Estructuras renales

En muchos sentidos, estudiar grupos es la mejor manera de acercarse al Universo en su conjunto. Formados por estrellas y galaxias de todas las edades y tipos, los grupos son muestras representativas de material cósmico, incluido material oscuro e invisible, pero cuya influencia gravitacional es primordial. Además, como los grupos resultan de la acción de la gravitación a gran escala, su estructura y su evolución están vinculadas al Universo mismo. Por lo tanto, el estudio de grupos ayuda a responder tres preguntas importantes de cosmología: cuál es la composición del Universo ? ¿Cómo está organizado? ? Cuál será su destino ?

Unos años después de las observaciones de Messier, William Herschel y su hermana Caroline comenzaron a examinar los objetos de Messier desde su jardín en Inglaterra. Intrigados, decidieron buscar a otros usando mejores telescopios que el de su predecesor. Luego descubrieron más de 2,000 puntos difusos, incluidos 300 en el grupo Virgo. Herschel y su hijo John notaron que estos objetos, que ahora sabemos que son galaxias, estaban agrupados en el cielo. Por qué ?

La luz de la materia oscura

A mediados de la década de 1930, surgió otra pregunta cuando los astrónomos Fritz Zwicky y Sinclair Smith midieron las velocidades de las galaxias en el cúmulo de Virgo y el cúmulo de Coma. Así como los planetas giran alrededor del centro de gravedad del Sistema Solar, las galaxias giran alrededor del centro de gravedad de su cúmulo. Sin embargo, las galaxias giran tan rápido que su atracción gravitacional debido a la masa visible total no es suficiente para mantenerlas agrupadas en grupos. En otras palabras, para explicar esta dinámica particular, la masa real de los grupos debe ser diez veces mayor que la deducida de la suma del material visible. Los astrónomos han llegado a la conclusión de que los grupos están compuestos esencialmente de materia oscura (ver El lado oscuro de la materia, por David Cline, en esta carpeta), un material invisible pero masivo. La pregunta legítima era saber qué era exactamente este asunto ?

Incluso hoy, la naturaleza de la materia oscura y la distribución heterogénea de las galaxias confunden a los astrónomos. El problema incluso empeoró a mediados de la década de 1960 después del descubrimiento del fondo cósmico de microondas: esta radiación, que indica la estructura del Universo unos pocos miles de años después del Big Bang, es notablemente uniforme. ¿Cómo se ha convertido un Universo tan uniforme en un Universo heterogéneo como lo vemos? ? Los astrónomos imaginan que pequeñas heterogeneidades iniciales se han convertido en las galaxias que conocemos hoy. Sin embargo, los detalles de este crecimiento aún se discuten. Cuando se trata de materia oscura, los astrónomos saben un poco más que en los días de Zwicky. Pero a pesar de décadas de investigación, todavía ignoran la naturaleza de la mayor parte del Universo.

Impulsados por preguntas abiertas, los astrónomos han intensificado la búsqueda de grupos de galaxias en los últimos 50 años. En 1950, el astrónomo estadounidense George Abell elaboró la primera lista de grupos vistos en fotografías del cielo boreal tomadas con el telescopio del Monte Palomar, California. Muchos grupos tienen el nombre definido para este catálogo, como Abell 1689, la «nebulosa» número 1689 (ver Figura 1). A principios de la década de 1970, los astrónomos pensaron que entendían las propiedades fundamentales de los grupos: consistían en galaxias en movimiento, unidas por la mayoría de la materia oscura. Estos objetos eran estables e inmutables.

Luego, en 1970, el satélite Uhuru («libertad» en Swahili, en honor a su lanzamiento en Kenia) comenzó a observar la radiografía de los grupos, hasta ahora casi inaccesible para los astrónomos. Al apuntar a Uhuru hacia los cúmulos de la Virgen y Coma, los astrónomos descubrieron que los cúmulos no solo están formados por galaxias, sino también por cantidades considerables de gas ubicadas entre las galaxias. Demasiado tenue para ser observado con luz visible, el gas es tan caliente, más de 25 millones de grados, que emite torrentes de rayos X. De hecho, los electrones de los átomos ionizados por calentamiento emiten rayos X cuando son frenados por interacciones con otras partículas.

Como las sandías

Este gas constituye el 20 por ciento de la materia oscura: su masa total es mayor que la masa de todas las galaxias combinadas. En la masa total de un cúmulo, las galaxias representan menos del cinco por ciento de la masa, el gas intergaláctico entre 10 y 30 por ciento, el resto es de naturaleza desconocida. Por lo tanto, el término «muchas galaxias» está mal elegido: estos objetos son globos de gas donde las galaxias están sumergidas, como fallas en una sandía.

Desde 1970, la radiografía de los grupos se ha estudiado particularmente, en particular gracias a satélites como rosat, asca (acrónimo de Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics, es decir, «satélite avanzado para cosmología y astrofísica») o heao-2 (renombrado por el. El satélite rosat fue el primer instrumento en tomar fotografías de todo el cielo en el dominio X. Muy adecuado para la observación de grandes objetos difusos como grupos, ha detallado estas regiones desde 1990. La misión tuvo que detenerse a fines de 1998 debido a un colapso. Desde entonces, dos satélites complementarios se han hecho cargo. El primero, Chandra, fue puesto en órbita por la NASA en julio de 1999, seguido cinco meses después por el satélite europeo, xmm-Newton.

Al comparar las imágenes ópticas y X del clúster Coma, por ejemplo, es difícil creer que sea el mismo objeto (ver Figura 2). Mientras que el cúmulo Coma está formado por numerosas galaxias, claramente separadas en el plano del cielo, la distribución de gas, vista usando rayos X, es bastante regular e incluye galaxias (con la excepción de un bloque ubicado al suroeste del centro del cúmulo, que se dirige a la parte principal). El grupo Virgo, por otro lado, parece menos homogéneo (ver Figura 2, más abajo). Las regiones con altas emisiones de X son galaxias, no bolsas de gas. Solo la región central es redonda y regular.

El análisis de numerosas imágenes de clúster en el dominio X indica que los clústeres se enriquecen con la integración de grupos más pequeños de galaxias. El grupo Virgo parece estar menos avanzado: todavía atrae la materia circundante. Si esta atracción continúa al mismo ritmo, el grupo Virgo se parecerá al grupo Coma en unos pocos miles de millones de años. Los grupos no son inmutables: tragan y digieren la materia circundante.

Para comprender los detalles de este mecanismo evolutivo, los astrónomos buscaron mapear la temperatura del gas en los grupos. Estas mediciones requieren un registro de rayos X en todas las longitudes de onda y en cada punto de los grupos. Los primeros mapas termométricos del grupo, que indican la temperatura del gas en las diferentes regiones de los grupos, se obtuvieron en 1994.

Estos mapas confirmaron los modelos evolutivos por fusión de grupos. También mostraron que la formación de montones es un mecanismo violento. La muestra del clúster X de Abell 2256, por ejemplo, tiene dos picos de emisión (ver Figura 4). El pico occidental está ligeramente aplastado, lo que sugiere que un grupo se hundió en el grupo principal y barrió la materia como un quitanieves. Un mapa termométrico corrobora esta interpretación. El pico occidental es más frío: su temperatura es característica del gas en un grupo de galaxias. Como los grupos son más pequeños que los grupos, las fuerzas gravitacionales dentro de ellos son más bajas; por lo tanto, la velocidad de las moléculas de gas, es decir, su temperatura, es menor.

Grupos glotones

Los grupos de galaxias son aproximadamente 50,000 mil millones de veces más masivos que el Sol y su temperatura alcanza los diez millones de grados. Los grupos tienen una masa 300,000 mil millones de veces mayor que la del Sol, y una temperatura de 60 millones de grados (el grupo más masivo conocido es cinco veces más pesado que los grupos medios y casi tres veces más caliente).

En el grupo Abell 2256, aparecen dos regiones calientes a lo largo de una línea perpendicular al supuesto movimiento del grupo. El calor parece generarse cuando el material expulsado del grupo se estrella contra el gas en el grupo principal. Estas observaciones son consistentes con las simulaciones numéricas de fusión de grupos. Se espera que el grupo ingrese al centro del grupo en unos pocos cientos de millones de años. Abell 2256, por lo tanto, sigue evolucionando.

Otra etapa de la fusión se manifiesta en otro grupo, Abell 754 (ver Figura 5). Este grupo tiene dos peculiaridades: primero, las imágenes de este grupo en luz visible revelan dos bloques separados de galaxias; luego, las observaciones X muestran una barra de la cual escapa el gas caliente del grupo. Uno de los grupos de galaxias está en la región del bar, y el otro en el borde de la región caliente en el oeste.

Por qué esta estructura ? Supongamos que infla un globo con agua y algunas piedras, luego lo arroja a una piscina. El globo representa los grupos fusionados; el agua representa gas; piedras, galaxias; La piscina, el cúmulo principal. Cuando el globo golpea el agua de la piscina, se rompe. Su agua permanece en la superficie y se mezcla solo lentamente, pero las piedras se hunden en la piscina (ver Figura 3). Un proceso similar aparentemente tuvo lugar en Abell 754. El gas del grupo absorbido fue repentinamente bloqueado por el gas del grupo, mientras que las galaxias del grupo cruzaron el grupo hasta su extremo opuesto.

Un tercer grupo, Abell 1795 (ver Figura 6), nos ofrece el ejemplo de un grupo que ha evolucionado durante varios miles de millones de años después de una fusión. Su estructura de gas es perfectamente regular y su temperatura casi uniforme: el grupo ha asimilado todos sus grupos y ha alcanzado un estado de equilibrio. Solo hay una región de temperatura en particular: en el centro, la temperatura es más baja. Por qué ? Debido a que el gas en el centro es más denso y un gas denso emite rayos X con un mejor rendimiento que un gas tenue: cuando el gas es más denso, hay más interacciones, por lo tanto, más electrones de frenado. Sin embargo, la radiación X resulta del frenado. Por lo tanto, si nada perturba este gas denso durante dos o tres mil millones de años, irradia la mayor parte de su energía inicial y se enfría.

Cuando el gas se enfría, se acumulan grandes cantidades de material tibio, suficiente para formar una nueva galaxia. ¿A dónde fue todo este material? ? A pesar de la investigación, no se ha encontrado que bolsas de gas tibio que se hayan formado y sean menos densas caigan en el centro del grupo. Sin embargo, los mapas termométricos muestran que el clúster se está enfriando (el centro es más frío). La pérdida de calor comenzó demasiado recientemente para que las áreas tibias sean visibles ? ¿La colisión de grupos de galaxias impide la concentración de gas enfriado hasta cierto punto? ? La dinámica de estas ondas de enfriamiento es una pregunta fundamental de que los astrónomos están proporcionando nuevas respuestas hoy (ver recuadro en la página 78).

La foto de clase

Estos tres grupos de Abell probablemente corresponden a etapas a través de las cuales pasan todos los grupos durante su crecimiento. Grupos de galaxias se unen a los grupos; cada grupo trae gas caliente, galaxias brillantes y materia oscura. La masa adicional genera fuerzas gravitacionales más intensas, que calientan el gas y aceleran las galaxias. La mayoría de los astrónomos piensan que casi todas las estructuras cósmicas han crecido de esta manera, por coalescencia. Los cúmulos de estrellas se han fusionado para formar galaxias, que se unen para crear cúmulos de galaxias. En el futuro, los grupos se fusionarán para construir estructuras aún más grandes. Sin embargo, la expansión del Universo limita este crecimiento: los montones demasiado separados ya no se fusionan. Quizás el Universo se acerca a este límite.

En todo el Universo, los grupos citados hasta ahora están relativamente cerca (ver Figura 7). Los astrónomos que estudian la evolución de los grupos de los pocos grupos que observamos son como médicos que explorarían el crecimiento humano a partir de una sola fotografía de una multitud. Con un poco de atención, clasificamos a las personas según su edad, y deducimos que, en general, las personas crecen a medida que envejecen.

El estudio del crecimiento humano sería más preciso si examinamos un conjunto de fotografías. Cada uno solo contendría personas de una categoría de edad, como una fotografía de primaria, secundaria o clase universitaria. Del mismo modo, los astrónomos observan grupos a distancias cada vez mayores, que corresponden a tiempos cada vez más distantes en la historia del Universo. Por lo tanto, ensamblamos «fotos de clase» de grupos cuyas edades difieren. Usando este enfoque, los astrónomos trabajan en una muestra completa de grupos, en lugar de en algunos grupos individuales. A cambio, los grupos jóvenes están muy distantes (hasta 20 veces más que los grupos antes mencionados), su estudio detallado está fuera del alcance y uno debe estar satisfecho con sus propiedades promedio.

El final anunciado

Uno de nosotros (P. Henry) aplicó este método a las observaciones del satélite X asca. Descubrió que los grupos distantes y más jóvenes son más fríos que los grupos más antiguos y cercanos. Con el tiempo, los grupos se calientan y se vuelven más masivos, una prueba más de la relevancia del modelo de crecimiento a partir de pequeñas estructuras. Sobre la base de estas observaciones, los investigadores estimaron la velocidad promedio de evolución de los grupos en el Universo. A partir de esta medida, vinculada a la evolución general del Universo y la naturaleza de la materia oscura, los astrónomos deducen que la expansión inicial del Universo nunca se detendrá (ver el cuadro en la página 76).

Las nuevas observaciones en el área X sin duda identificarán el resto de la materia oscura en los grupos (ver recuadro en la página 78). También valdrá la pena estudiar otros temas. Por ejemplo, los astrónomos han descubierto que los grupos brillan particularmente en el distante ultravioleta. Este descubrimiento fue tan inesperado como la primera detección de grupos en el dominio X a principios de la década de 1970. Aunque parte de esta radiación proviene del mismo gas que genera rayos X, algunos grupos parecen contener otra fuente de esta radiación. Este descubrimiento reciente aún no se ha explicado. ¿Es este otro componente de la materia oscura? ? Una de las tareas de los nuevos satélites X será identificar este componente.

A pesar de las mejoras técnicas, los grupos mantienen parte de su misterio. Los astrónomos que observan estos grupos se sienten así cerca de Messier, quien trató de ver puntos brillantes en la constelación de la Virgen, sin conocer los secretos más íntimos.

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