Los sistemas gravitacionalmente ligados más grandes que forman la red cósmica y afectan a las galaxias miembros del cúmulo
Las galaxias no están solas en el cosmos. Se agrupan en cúmulos, enormes estructuras formadas por cientos o incluso miles de galaxias unidas por gravedad común. A una escala aún mayor existen los súpercúmulos, que conectan muchos cúmulos a través de filamentos de la red cósmica. Estas enormes estructuras dominan las regiones más densas del Universo, determinan la distribución de las galaxias y afectan a cada galaxia dentro del cúmulo. En este artículo exploraremos qué son los cúmulos y súper cúmulos de galaxias, cómo se forman y por qué son importantes para entender la cosmología a gran escala y la evolución de las galaxias.
1. Definición de cúmulos y súper cúmulos
1.1 Cúmulos de galaxias: el núcleo de la red cósmica
Cúmulos de galaxias – son sistemas ligados gravitacionalmente que pueden contener desde varias decenas hasta miles de galaxias. La masa total de los cúmulos suele ser de ∼1014–1015 M⊙. Además de galaxias, contienen:
- Halos de materia oscura: La mayor parte de la masa del cúmulo (~80–90 %) está compuesta por materia oscura.
- Medio intracumular caliente (ICM): Gas diluido y muy caliente (temperatura 107–108 K) que emite en el rango de rayos X.
- Galaxias en interacción: Las galaxias del cúmulo experimentan stripping de gas por presión dinámica al moverse a través del medio caliente, "harassment" o fusiones, debido a la alta frecuencia de colisiones.
Los cúmulos se detectan frecuentemente buscando una alta concentración de galaxias en estudios ópticos, observando la radiación de rayos X del ICM o usando el efecto Sunyaev–Zel’dovich, que es la distorsión de los fotones del fondo cósmico de microondas por electrones calientes en el cúmulo.
1.2 Súpercúmulos: estructuras más libres y grandes
Súpercúmulos no están completamente ligados gravitacionalmente; más bien son asociaciones libres de cúmulos y grupos de galaxias conectados por filamentos. Se extienden desde varias decenas hasta cientos de megapársecs, mostrando la estructura a mayor escala del Universo y los nodos más densos de la red cósmica. Aunque algunas partes del súpercúmulo pueden estar conectadas entre sí, no todas las regiones de estas estructuras estarán colapsadas de forma estable en escalas de tiempo cósmicas si no están completamente formadas.
2. Formación y evolución de cúmulos
2.1 Crecimiento jerárquico en el modelo ΛCDM
Según el modelo cosmológico actual (ΛCDM), los halos de materia oscura crecen jerárquicamente: primero se forman halos más pequeños que se fusionan, formando con el tiempo grupos y cúmulos de galaxias. Las etapas principales son:
- Fluctuaciones tempranas de densidad: Pequeñas diferencias de densidad formadas después de la inflación que gradualmente se "disipan".
- Etapa de grupos: Las galaxias primero se agrupan en grupos (~1013 M⊙), que luego se unen a halos adicionales.
- Etapa de cúmulos: Cuando los grupos se fusionan, se forman cúmulos con un potencial gravitacional lo suficientemente profundo como para retener el ICM caliente.
Los halos más grandes de cúmulos pueden seguir creciendo, incorporando más galaxias o fusionándose con otros cúmulos, formando las estructuras gravitacionalmente más masivas del Universo [1].
2.2 Medio intracumular y calentamiento
Cuando grupos se fusionan en cúmulos, el gas que cae se calienta bruscamente hasta la temperatura viral, alcanzando decenas de millones de grados, creando una fuente de rayos X: el medio intracumular caliente (ICM). Este plasma afecta significativamente a las galaxias del cúmulo, por ejemplo, mediante el efecto de ram-pressure stripping.
2.3 Cúmulos relajados y no relajados
Algunos cúmulos que han experimentado grandes fusiones en el pasado se llaman "relajados", con emisión de rayos X uniforme y un único pozo gravitacional profundo. Otros muestran subestructuras evidentes que indican colisiones actuales o recientes: frentes de choque en el medio ICM o varios grupos galácticos separados evidencian un cúmulo no relajado (unrelaxed) (p. ej., "Cúmulo Bala") [2].
3. Características de observación
3.1 Radiación de rayos X
El ICM caliente en los cúmulos es una fuerte fuente de rayos X. Telescopios como Chandra y XMM-Newton observan:
- Radiación térmica de cargas libres (bremsstrahlung): Electrones calientes que irradian en el rango de rayos X.
- Abundancia química: Líneas espectrales que muestran elementos pesados (O, Fe, Si) dispersados por supernovas en las galaxias del cúmulo.
- Perfil del cúmulo: Distribución de densidad y temperatura del gas, que permite reconstruir la distribución de masa y la historia de fusiones.
3.2 Encuestas ópticas
La concentración densa de galaxias rojas y elípticas en el centro del cúmulo es característica de los cúmulos. Los estudios espectrales ayudan a detectar cúmulos ricos (p. ej., Coma) según el corrimiento al rojo concentrado de miembros confirmados. A menudo, en el centro del cúmulo encontramos la masiva "Galaxia Más Brillante del Cúmulo" (BCG), que indica un profundo pozo gravitacional.
3.3 Efecto Sunyaev–Zel’dovich (SZ)
Los electrones calientes del ICM pueden interactuar con los fotones del fondo cósmico de microondas, dándoles un poco más de energía. Así surge el distintivo efecto SZ, que reduce la intensidad del CMB a lo largo de la línea del cúmulo. Este método permite detectar cúmulos casi independientemente de su distancia [3].
4. Impacto en las galaxias del cúmulo
4.1 "Arrancamiento" de gas (ram-pressure) y apagado
Cuando una galaxia se mueve a gran velocidad a través del denso y caliente ICM, los gases son "arrancados". Esto provoca la pérdida del combustible para la formación estelar, dando lugar a galaxias elípticas o S0 "rojas y no activas" con escasez de gas.
4.2 "Harassment" e interacciones de marea
En entornos de cúmulos densos, los encuentros cercanos de galaxias pueden perturbar los discos estelares, formar distorsiones o barras. Esta dinámica recurrente de "harassment" calienta con el tiempo la parte espiral de las estrellas y la convierte en lenticular (S0) [4].
4.3 BCG y miembros brillantes
Las galaxias más brillantes del cúmulo (BCG), generalmente cerca del centro del cúmulo, pueden crecer significativamente mediante "canibalismo galáctico" — incorporando satélites o fusionándose con otras miembros grandes. Presentan halos estelares muy extendidos y a menudo agujeros negros supermasivos que emiten potentes chorros de radio o actividad AGN.
5. Supercúmulos y red cósmica
5.1 Filamentos y vacíos
Los supercúmulos conectan cúmulos a través de filamentos de galaxias y materia oscura, mientras que los vacíos llenan los espacios más dispersos. Esta "red" surge de la distribución a gran escala de materia oscura, determinada por las fluctuaciones iniciales de densidad [5].
5.2 Ejemplos de supercúmulos
- Supercúmulo local (LSC): Incluye los cúmulos Virgo, el Grupo Local (donde está la Vía Láctea) y otros grupos cercanos.
- Supercúmulos Shapley: Uno de los más masivos en el Universo local (~200 Mpc de distancia).
- Sloan Gran Muralla: Estructura de supercúmulos gigantes detectada en los estudios Sloan Digital Sky Survey.
5.3 ¿Conectividad gravitacional?
Muchos supercúmulos no están completamente virializados: pueden "dispersarse" debido a la expansión del Universo. Solo algunas partes más densas de los supercúmulos colapsan finalmente en halos de cúmulos futuros. Debido a la expansión acelerada, las filamentos a gran escala pueden "estirarse" y volverse más tenues, aislándolos gradualmente del entorno en escalas de tiempo cósmicas.
6. Cosmología de cúmulos
6.1 Función de masa de cúmulos
Al contar cúmulos como función de masa y corrimiento al rojo, los cosmólogos prueban:
- Densidad de materia (Ωm): Una mayor densidad significa más cúmulos.
- Energía oscura: La tasa de crecimiento de las estructuras (incluidos los cúmulos) depende de las propiedades de la energía oscura.
- σ8: La amplitud de las fluctuaciones de densidad iniciales determina qué tan rápido se forman los cúmulos [6].
Los estudios de rayos X y SZ permiten determinar con precisión las masas de los cúmulos, proporcionando así restricciones estrictas a los parámetros cosmológicos.
6.2 Lente gravitacional
El lente gravitacional a escala de cúmulo también ayuda a estimar la masa del cúmulo. El lente fuerte forma fuentes gigantes en forma de arco o imágenes múltiples, mientras que el lente débil distorsiona ligeramente las formas de galaxias de fondo. Estas mediciones confirman que la materia ordinaria (visible) constituye solo una pequeña fracción de la masa del cúmulo: la materia oscura domina.
6.3 Fracción bariónica y CMB
La relación entre la masa de gas (bariónica) y la masa total del cúmulo muestra una fracción bariónica universal, que comparamos con los datos del fondo cósmico de microondas (CMB). Estos estudios confirman constantemente el modelo ΛCDM y refinan el balance bariónico del Universo [7].
7. Evolución de cúmulos y supercúmulos a lo largo del tiempo
7.1 Protocúmulos de alto corrimiento al rojo
Al observar galaxias distantes (de alto z), se detectan protocúmulos – densas concentraciones de galaxias jóvenes que pronto pueden "colapsar" en cúmulos completos. Algunas galaxias con intensa formación estelar o núcleos activos (AGN) alrededor de z∼2–3 se encuentran en estas regiones densas, que predicen los cúmulos masivos actuales. JWST y los grandes telescopios terrestres detectan cada vez más estos protocúmulos, identificando pequeñas áreas del cielo con los grupos de "corrimiento al rojo" más abundantes y formación estelar activa.
7.2 Fusiones de cúmulos
Los cúmulos pueden fusionarse entre sí, formando sistemas extremadamente masivos – los "choques de cúmulos" generan frentes de choque en el medio intracumular (por ejemplo, el "Cúmulo Bala") y revelan estructuras de subhalos. Estos son los eventos gravitacionalmente ligados más grandes del Universo, liberando enormes cantidades de energía que calientan el gas y reorganizan las galaxias.
7.3 El futuro de los supercúmulos
A medida que el Universo se expande (con la energía oscura dominando), es probable que una gran parte de los supercúmulos nunca colapsen. En el futuro, las fusiones de cúmulos seguirán ocurriendo, formando halos virializados gigantes, pero las partes más grandes de los filamentos pueden estirarse y diluirse, separando estas megaestructuras como "universos separados".
8. Ejemplos más conocidos de cúmulos y supercúmulos
- Cúmulo Coma (Abell 1656): Cúmulo masivo y rico (~300 millones de años luz de distancia), famoso por su gran cantidad de galaxias elípticas y S0.
- Cúmulo Virgo: El cúmulo rico más cercano (~55 millones de años luz), que incluye la gigante elíptica M87. Pertenece al supercúmulo local.
- Cúmulo Bala (1E 0657-558): Muestra la colisión de dos cúmulos, donde el gas de rayos X está desplazado respecto a los picos de materia oscura (determinados por lente gravitacional) — una evidencia importante de la existencia de materia oscura [8].
- Supercúmulos de Shapley: Uno de los supercúmulos más grandes conocidos, extendiéndose aproximadamente 200 Mpc, compuesto por una red de cúmulos conectados.
9. Resumen y perspectivas futuras
Cúmulos de galaxias – los sistemas gravitacionalmente ligados más grandes – son los nodos más densos de la red cósmica, mostrando cómo se organiza la materia a gran escala. En ellos ocurren interacciones complejas entre galaxias, materia oscura y el medio intracumular caliente, que provocan cambios morfológicos y la "supresión" de la formación estelar en los cúmulos. Mientras tanto, los supercúmulos representan una estructura aún más amplia de estos nodos masivos y filamentos, ilustrando el esqueleto de la red cósmica.
Al observar las masas de los cúmulos, analizar la emisión de rayos X y SZ, y evaluar el lente gravitacional, los científicos determinan los principales parámetros cosmológicos, incluyendo la densidad de materia oscura y las propiedades de la energía oscura. Proyectos futuros (por ejemplo, LSST, Euclid, Roman Space Telescope) proporcionarán miles de nuevos descubrimientos de cúmulos, afinando aún más los modelos cósmicos. Al mismo tiempo, observaciones profundas permitirán detectar protocúmulos en épocas tempranas y seguir con más detalle cómo cambian las estructuras a escala de supercúmulos en un Universo en rápida expansión.
Aunque las propias galaxias son asombrosas, su estructura colectiva en cúmulos masivos y supercúmulos extendidos muestra que la evolución cósmica es un fenómeno común, donde el entorno, la concentración gravitacional y la retroalimentación se fusionan para formar las mayores estructuras conocidas del Universo.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- White, S. D. M., & Rees, M. J. (1978). “Condensación central en halos pesados – Una teoría en dos etapas para la formación de galaxias y el problema de los satélites faltantes.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 183, 341–358.
- Markevitch, M., et al. (2002). “Restricciones directas sobre la sección eficaz de auto-interacción de la materia oscura a partir del cúmulo de galaxias en fusión 1E 0657–56.” The Astrophysical Journal, 567, L27–L30.
- Sunyaev, R. A., & Zeldovich, Y. B. (1970). “La interacción de la materia y la radiación en un universo en expansión.” Astrophysics and Space Science, 7, 3–19.
- Moore, B., Lake, G., & Katz, N. (1998). “Transformación morfológica por acoso galáctico.” The Astrophysical Journal, 495, 139–149.
- Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “Cómo se tejen los filamentos en la red cósmica.” Nature, 380, 603–606.
- Allen, S. W., Evrard, A. E., & Mantz, A. B. (2011). “Parámetros Cosmológicos a partir de Observaciones de Cúmulos de Galaxias.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 409–470.
- Vikhlinin, A., et al. (2009). “Proyecto Cosmología de Cúmulos Chandra III: Restricciones a los Parámetros Cosmológicos.” The Astrophysical Journal, 692, 1060–1074.
- Clowe, D., et al. (2004). “Reconstrucción de masa por lente débil del cúmulo en interacción 1E 0657–558: Evidencia directa de la existencia de materia oscura.” The Astrophysical Journal, 604, 596–603.