| Abell 2218 | ||
|---|---|---|
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| Datos de observación (Época J2000) | ||
| Ascensión recta | 16h 35m 54s | |
| Declinación | +66º 33' 00 | |
| Constelación | Draco | |
| Número de galaxias | ~10000 | |
Abell 2218 es el cúmulo de galaxias más lejano desde el punto de vista de la observación astronómica desde la Tierra.
Consiste en un supercúmulo o agregado galáctico con más de 250 galaxias, situado a 2.345 millones de años luz y actualmente proyectado en la constelación Draco. Se estima que en él se encuentran galaxias de 13.000 millones de años de edad, o sea formadas apenas 750 millones de años inmediatamente luego del Big Bang.1
Las características de la gravedad de este cúmulo permiten que el mismo actúe como una lente gravitacional. Es tan masivo y compacto que desvía y enfoca la luz de las galaxias situadas detrás de él. Ha permitido detectar una galaxia situada en un punto 5,58 de corrimiento al rojo la más distante registrada.
| Cúmulo Bala | ||
|---|---|---|
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| Datos de observación (Época J2000) | ||
| Ascensión recta | 06 h 58 m 37.9 s | |
| Declinación | -55° 57′ 00″ | |
| Corrimiento al rojo | 0.3 | |
| Constelación | Carina | |
| Otras designaciones | ||
| 1E 0657-56 | ||
El cúmulo Bala (1E 0657-56) consiste en dos cúmulos de galaxias en colisión. Los estudios hechos sobre este cúmulo, presentados en agosto de 2006, constituyen hasta el momento (2017) la mejor evidencia en favor de la existencia de la materia oscura.1 Estrictamente hablando, el nombre de «cúmulo Bala» se refiere a un pequeño subcúmulo que se aleja de un cúmulo mayor.
Propiedades y morfología[editar]
El cúmulo Bala es uno de los cúmulos de galaxias más calientes que se conocen. Visto desde la Tierra, una de los componentes pasó a través del centro del cúmulo hace unos 150 millones de años, con lo que se creó una onda de choque en forma de arco localizada sobre el lado derecho del cúmulo. Esta onda de choque se formó al pasar gas a 70 millones de grados centígrados contenidos en el subcúmulo a través de gas a una temperatura de unos 100 millones de grados en el centro del cúmulo a una velocidad de unos 10 millones de kilómetros por hora.2
El cúmulo Bala como evidencia a favor de la materia oscura[editar]
Las principales componentes del cúmulo, estrellas, gas y la materia oscura se comportan de forma diferente durante una colisión, de tal forma que es posible estudiar cada una de ellos de manera separada. Las estrellas en las galaxias, observadas en luz visible, no se alteran cuando ocurre una colisión, aunque su movimiento sí se modifica, siendo desacelerado gravitacionalmente. El gas caliente de las dos componentes que chocan y que es observado en rayos X representa la mayor parte de la masa de la materia ordinaria, conocida como materia bariónica. La tercera componente, la materia oscura, se detectó indirectamente por medio del fenómeno conocido como lente gravitacional que afecta a los objetos en el fondo. En teorías que no toman en cuenta la materia oscura, como la dinámica newtoniana modificada, se esperaría que la lente gravitacional ocurriera gracias a la materia bariónica como el gas emisor de rayos X. Sin embargo, este fenómeno es más acentuado en dos regiones separadas cerca de las galaxias visibles. Este hecho fortalece la idea de que la mayor parte de la masa en el sistema es materia oscura no afectada por colisiones.3
Los resultados más concluyentes fueron inferidos a partir de las observaciones del satélite Chandra en este cúmulo, publicados por Markevitch et al. y Clowe et al., ambos en 2004. Estos autores reportan que el cúmulo experimenta una alta velocidad de fusión, la cual resulta evidente de la distribución espacial del gas caliente emisor de rayos X. El gas se encuentra detrás de los subcúmulos, mientras que el conjunto de materia oscura se encuentra delante del gas.
El Cúmulo Bala: Evidencia irrefutable de la materia oscura
Título: A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter
Autores: D. Clowe, M Bradač, A. H. Gonzalez et al.
Institución del primer autor: University of Arizona
Estado: Aceptado en ApJ, Septiembre 2006
Astrobitos original: Gourav Khullar
Autores: D. Clowe, M Bradač, A. H. Gonzalez et al.
Institución del primer autor: University of Arizona
Estado: Aceptado en ApJ, Septiembre 2006
Astrobitos original: Gourav Khullar
Es el año de la cosmología de precisión. El modelo aceptado de cosmología, LCDM (Lambda-Cold Dark Matter) o Lambda Materia Oscura Fría, y las predicciones teóricas y observaciones, están trazando un Universo de forma plana – o casi plana – lleno con Materia Oscura y Energía Oscura.
Desde 1937 se sabe que las galaxias son demasiado masivas para estar llenas sólo de materia bariónica, por lo que los astrónomos han propuesto el modelo de Materia Oscura Fría. En este modelo, las partículas de materia oscura se mueven lentamente en comparación a la luz, e interactúan gravitacionalmente entre ellas muy raramente. Las curvas de rotación de las galaxias requieren que el 85% de su masa sea oscura. Además, mediciones independientes de la radiación de fondo de microondas (CMB por sus siglas en inglés) y los mapas en 3 dimensiones de estructuras en el universo implican que hay mucha más masa de la que podemos observar a través de interacciones electromagnéticas. El artículo de hoy es un paper clásico que mira otra de estas observaciones indirectas, las cuales respaldaron nuestras teorías sobre lo que creemos es materia no-bariónica.
El mayor desafío de las observaciones de materia oscura indirecta ha sido la coincidencia en el espacio de ésta con la materia bariónica, es decir, en la mayoría de los modelos que nos ayudaron a inferir la existencia de la materia oscura, ambas (materia oscura y bariónica) se encontraban en el mismo lugar. Un sistema en el que éstas estuvieran segregadas espacialmente era lo ideal para un estudio. ¿Dónde encontramos algo así? ¡Quizá la Figura 1 nos puede ayudar!
Fig 1. Una colisión entre dos galaxias, vistas con el telescopio espacial Hubble. Éstos son unos de los eventos más dinámicos jamás vistos en el cosmos. Crédito: NASA.
Los choques o colisiones de galaxias son de los eventos más violentos en el Universo. Las galaxias están hechas de aproximadamente 2% estrellas, 5-15% gas y plasma, y el resto es materia oscura (al menos, hipotéticamente). Durante estas colisiones las estrellas raramente chocan, el gas y el plasma interactúan a través de la gravedad y fricción electromagnética, y se cree que la materia oscura no colisiona, y atraviesa a altas velocidades (~4000-5000 km/s). Una vez que la fusión está sucediendo (en un período por sobre unos millones de años), se ve un resultado interesante. El Cúmulo Bala, descubierto en 1998, es el ejemplo típico de esto.
En el año 2006, los autores de este artículo, presentan tres conjuntos de mediciones, las que demuestran que los eventos descritos en el párrafo anterior fueron observados en el Cúmulo Bala. El plasma galáctico emite radiación en los rayos X (llamada Bremsstrahlung, medida usando el telescopio espacial Chandra). Las estrellas emiten luz infrarroja y óptica (medidas con Hubble y el telescopio Magallanes). Por consiguiente, la mayoría de estas colisiones se pueden trazar espacialmente. ¿Y qué pasa con la materia oscura?
Fig 2. a) Imágenes ópticas tomadas con el telescopio Magallanes. Los contornos verdes representan la distribución espacial de mas obtenida con lentes gravitaciones. b) Los mismos contornos son graficados sobre la imagen tomada por Chandra en rayos-, que traza el plasma caliente en una galaxia. Se puede ver que la mayoría de la materia reside en un lugar diferente que el plasma (el cual sufrió muchas interacciones de fricción durante el choqué y se ralentizó).
El efecto de lentes gravitacionales producido por el Cúmulo Bala, nos muestra las galaxias que están detrás de éste, y con ellas se puede estimar la masa del cúmulo que corresponde espacialmente a él**. Usando estas mediciones, el estudio concluye que el centro espacial de la concentración de materia oscura estaba segregado del centro espacial de los de los bariones observados. Estadísticamente, el estudió señaló que existía sólo una posibilidad en 100 billones de que esta separación fuera una coincidencia. En otras palabras, están muy seguros de que lo que vemos es materia oscura y bariónica interactuando de forma diferente durante una colisión.
Han habido otras explicaciones alternativas propuestas para el fenómeno de lentes gravitaciones producidos por este cúmulo, pero ninguna de ellas ha obtenido resultados estadísticamente cercanos a los ofrecidos por este grupo de la presencia de una concentración masiva de materia oscura. Tampoco han sido capaces de recrear la forma que tendría la materia oscura en el modelo LCDM. Estas alternativas no explican todas las observaciones que nos inclinan hacia LCDM, lo que es un gran problema. Por ello, es seguro decir que el modelo de materia fría oscura llegó para quedarse.
**Nota del Traductor: El efecto de lentes gravitacionales distorsiona la forma y magnifica el brillo de las galaxias detrás del cúmulo debido a la gravedad de la materia que constituye el cúmulo. Estudiando esas galaxias se puede determinar la distribución total de materia.
| Cúmulo de Centauro | ||
|---|---|---|
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| Datos de observación (Época ) | ||
| Ascensión recta | 12 h 48 m 51.8 s | |
| Declinación | 41° 18′ 21″ | |
| Morfología | I-II (Bautz-Morgan) | |
| Constelación | Centauro | |
| Número de galaxias | 100 | |
| Miembro más brillante | NGC 4696, NGC 4709 | |
| Otras designaciones | ||
| Abell 3526 | ||
El cúmulo de Centauro (Abell 3526) es un grupo de centenares de galaxias, situadas aproximadamente 170 millones de años luzde distancia en la constelación de Centauro. La galaxia más brillante miembro es la galaxia elíptica NGC 4696 (~ 11 m). Cúmulo de Centauro comparte su supercúmulo, el supercúmulo Hidra-Centauro, con el cúmulo de Hidra Abell 3565, Abell 3574 y Abell 3581.
El grupo se compone de dos diferentes subgrupos de galaxias con diferentes velocidades. Cen 30 es el subgrupo principal que contiene NGC 4696Cen 45 se mueve a 1500 relativa km / s a Cen 30, y se cree que es la fusión con el grupo principal.
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