| Cúmulo Shapley 20 | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época ) | ||
| Ascensión recta | 03 h 30 m 2 s | |
| Declinación | -52° 34′ 0″ | |
| Corrimiento al rojo | 0.0587 | |
| Morfología | III (Bautz-Morgan) | |
| Constelación | Reticulum | |
| Miembro más brillante | IC 1945 | |
| Otras designaciones | ||
| Abell 3128 | ||
El Cúmulo Shapley 20 (Abell 3128) es un cúmulo está ubicado en el puesto número veinte en la lista creada por Harlow Shapleyen 1933 de los veinticinco cúmulos de Galaxias más ricos. El Cúmulo Shapley 20 no contiene ninguna galaxia elípticagigante como usualmente se encuentran en el centro de muchos cúmulos de Galaxias ricos, a pesar de esto, posee muchas galaxias enormes. El Cúmulo Shapley 20 es el cúmulo más rico en el Supercúmulo de Horologium-Reticulum y uno de los más ricos ubicados a mil millones de años luz de nosotros.
En astronomía, el Gas Intracúmulo o ICM ( por su abreviación en inglés ) es el plasma supercaliente presente en el centro de un cúmulo de galaxias. Este gas se calienta a temperaturas del orden de 10 a 100 megakelvins y está compuesto principalmente de hidrógeno y helio ionizado , siendo el contenedor de la mayoría del material bariónico en el cúmulo. El ICM emite fuertemente radiación de rayos X.
Calentamiento[editar]
El ICM se calienta a altas temperaturas por la energía gravitacional liberada por la formación de la agrupación de estructuras más pequeñas. La energía cinética adquirida en el campo gravitacional se convierte en energía térmica por choques. La temperatura máxima se asegura de que los elementos presentes en el ICM son ionizados. Los elementos ligeros en el ICM tienen todos los electrones separados de sus núcleos.
Flujos de enfriamiento[editar]
El plasma en los cúmulos, con un tiempo de enfriamiento menor al resto del sistema, se enfría debido a la fuerte radiación de rayos X. Como la densidad del ICM es mayor al centro de los cúmulos, el tiempo de enfriamiento cae de manera significativa.1 El gas enfriado en el centro no soporta el peso del gas caliente externo, la presión impulsa al gas caliente hacia adentro, acción llamada como flujo de enfriamiento. Esta entrada de gas da como resultado regiones aptas para una nueva formación estelar.2 Sin embargo, telescopios como el Observatorio de rayos X Chandra han obtenido imagenes que no indican signos de formación de nuevas estrellas como se suponía en dichas regiones.1
Composición[editar]
El ICM se compone principalmente de bariones ordinarios (principalmente hidrógeno y helio ionizado). Este plasma está enriquecido con elementos pesados, como el hierro. La cantidad de elementos pesados en relación con hidrógeno (conocido como metalicidad en la astronomía) es más o menos una tercera parte del valor en el sol.3 La mayoría de los bariones en el cúmulo (80-95 %) residen en el ICM, en lugar de en la materia luminosa, como las galaxias y las estrellas. Sin embargo, la mayor parte de la masa de un cúmulo de galaxias se compone de la materia oscura.4
El fuerte campo gravitatorio de cúmulos significa que pueden retener incluso elementos creados en supernovasde alta energía. El estudio de la composición de la ICM en corrimiento al rojo variable (que resulta en mirar en diferentes puntos atrás en el tiempo), puede dar un registro de producción de elementos en el universo si son típicos.
Observación[editar]
Como el ICM es tan caliente, emite principalmente radiación de rayos X por el proceso de radiación de frenado y, las líneas de emisión de rayos X de los elementos pesados.3 Estos rayos X se pueden observar usando un telescopio de rayos X. Dependiendo del telescopio, se pueden hacer mapas de la IC (la emisión de rayos X es proporcional a la densidad de la ICM al cuadrado), y se pueden obtener los espectros de rayos X. El brillo de los rayos X nos habla de la densidad del gas. Los espectros permiten que la temperatura y la metalicidad de la ICM sean medidos.
Aunque el ICM contiene la mayor parte de los bariones, no es muy denso, con valores alrededor de 10−3 partículas por centímetro cúbico. El camino libre medio de las partículas es de 1016 m, aproximadamente un año luz. La densidad del ICM se eleva conforme se acerca al centro del cúmulo. La temperatura del ICM se reduce en las regiones centrales a un medio o un tercio del valor exterior. Una vez que la densidad del plasma alcanza un valor crítico, las interacciones entre los iones garantizan el enfriamiento a través de la radiación de rayos X.5 En algunos grupos (por ejemplo, el cúmulo de Centauro) la metalicidad del gas puede elevarse por encima de la del sol.
Las mediciones de los perfiles de temperatura y densidad en cúmulos de galaxias permiten determinar la distribución de la masa del ICM a través del equilibrio hidrostático. Las distribuciones obtenidas a partir de estos métodos revelan masas que superan la masa luminosa observada, por lo tanto, indican la presencia de materia oscura en los cúmulos de galaxias.6 El efecto Compton en fotones de baja energía que interactúan con electrones en el IMC causa distorsiones en la radiación de fondo de microondas, causando el efecto Siunyáiev-Zeldóvich. Estas distorsiones en la temperatura son usadas por radiotelescopios como el Telescopio Polo Surpara detectar cúmulos de galaxias densos con corrimiento al rojo.
| Grupo Canes I | ||
|---|---|---|
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| Datos de observación (época J2000.0) | ||
| Constelación | Canes Venatici/Coma Berenices | |
| Otras designaciones | ||
Grupo M94, Grupo NGC 4244, Grupo NGC 4736
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El Grupo Canes I (también conocido como Grupo M94 o Grupo NGC 4244) es otro grupo de galaxias vecino, sin embargo no posee muchas galaxias prominentes. Hay muchísimas galaxias en la región Canes Venatici y recientemente se han mejorado las condiciones para distinguir al grupo Canes I de las numerosas galaxias ubicadas detrás del grupo.
Tiene las sig. Galaxias
- UGC 6817
- NGC 4163
- NGC 4190
- UGCA 276
- NGC 4214
- NGC 4244
- IC 799
- NGC 4395
- UGC 7559
- UGC 7577
- NGC 4449
- UGC 7605
- UGC 7698
- UGCA 290
- UGCA 292
- IC 3687
- M94
- IC 4182
Esta detrás de el Grupo M106.
Un Grupo Compacto de Hickson (en inglés; Hickson Compact Group, abreviado HCG) es una colección de galaxias designadas tal como fueron publicadas por Paul Hickson en 1982.1
El grupo más famoso del catálogo de 100 objectos de Hickson es HGC 92, el Quinteto de Stephan.
Según Hickson: "La mayoría de grupos compactos contienen un alto porcentaje de galaxias que tienen particularidades morfológicas o cinemáticas, actividad de emisión de radio e infrarrojos, y poseen brote estelar o núcleo activo (AGN). Que contienen grandes cantidades de gas difuso y están dinámicamente dominadas por la materia oscura. Lo más probable es que se hayan formado como subsistemas dentro de asociaciones más libres y que han evolucionado debido a procesos gravitacionales. Aparecen fuertes interacciones entre les galaxias y la fusión es probable que lleve a la desaparición final del grupo. Los grupos compactos sorprendentemente son numerosos, y poden jugar un papel significativo en la evolución de las galaxias."
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