Grupos y cúmulos de galaxias

Los grupos y cúmulos de galaxias son los objetos gravitacionalmente ligados más grandes conocidos que han surgido hasta ahora en el proceso de formación de la estructura cósmica. ^[2] Forman la parte más densa de la estructura a gran escala del Universo . En los modelos de formación gravitacional de la estructura con materia oscura fría , las estructuras más pequeñas colapsan primero y finalmente forman las estructuras más grandes, cúmulos de galaxias. Los cúmulos se forman relativamente recientemente entre hace 10 mil millones de años y ahora. Los grupos y cúmulos pueden contener de diez a miles de galaxias individuales. Los cúmulos mismos a menudo están asociados con grupos más grandes, no ligados gravitacionalmente, llamados supercúmulos .

Los grupos de galaxias son los agregados de galaxias más pequeños. Por lo general, no contienen más de 50 galaxias en un diámetro de 1 a 2 megaparsecs (Mpc) (ver 10 ²² m para comparaciones de distancia). Su masa es de aproximadamente 10 ¹³ masas solares . La dispersión de velocidades para las galaxias individuales es de aproximadamente 150 km/s. Sin embargo, esta definición debe usarse solo como guía, ya que los sistemas de galaxias más grandes y más masivos a veces se clasifican como grupos de galaxias. ^[4] Los grupos son las estructuras más comunes de galaxias en el universo, y comprenden al menos el 50% de las galaxias en el universo local. Los grupos tienen un rango de masa entre las de las galaxias elípticas muy grandes y los cúmulos de galaxias. ^[5]

Nuestra propia galaxia, la Vía Láctea , está contenida en el Grupo Local de más de 54 galaxias. ^[6]

En julio de 2017, S. Paul, RS John et al. definieron parámetros distintivos claros para clasificar las agregaciones de galaxias como "grupos de galaxias" y "cúmulos" sobre la base de leyes de escala que siguieron. ^[7] Según este artículo, las agregaciones de galaxias menos masivas que 8 × 10 ¹³ masas solares se clasifican como grupos de galaxias.

Los cúmulos son más grandes que los grupos, aunque no hay una línea divisoria clara entre ambos. Cuando se observan visualmente, los cúmulos parecen ser colecciones de galaxias unidas por la atracción gravitatoria mutua. Sin embargo, sus velocidades son demasiado grandes para que permanezcan unidas gravitatoriamente por sus atracciones mutuas, lo que implica la presencia de un componente de masa invisible adicional o una fuerza de atracción adicional además de la gravedad. Los estudios de rayos X han revelado la presencia de grandes cantidades de gas intergaláctico conocido como medio intracúmulo . Este gas es muy caliente, entre 10 ⁷ K y 10 ⁸ K, y por lo tanto emite rayos X en forma de radiación de frenado y emisión de línea atómica .

La masa total del gas es mayor que la de las galaxias en aproximadamente un factor de dos. Sin embargo, esto todavía no es suficiente masa para mantener a las galaxias en el cúmulo. Dado que este gas está en equilibrio hidrostático aproximado con el campo gravitatorio general del cúmulo, se puede determinar la distribución de masa total. Resulta que la masa total deducida de esta medición es aproximadamente seis veces mayor que la masa de las galaxias o el gas caliente. El componente faltante se conoce como materia oscura y su naturaleza es desconocida. En un cúmulo típico tal vez solo el 5% de la masa total está en forma de galaxias, tal vez el 10% en forma de gas caliente emisor de rayos X y el resto es materia oscura. Brownstein y Moffat ^[8] utilizan una teoría de gravedad modificada para explicar las masas de los cúmulos de rayos X sin materia oscura. Las observaciones del cúmulo Bullet son la evidencia más sólida de la existencia de materia oscura; ^{[9] [10] [11]} Sin embargo, Brownstein y Moffat ^[12] han demostrado que su teoría de gravedad modificada también puede explicar las propiedades del cúmulo.

Se han descubierto cúmulos de galaxias mediante estudios realizados con diversas técnicas de observación y se han estudiado en detalle utilizando muchos métodos:

• Óptica o infrarroja : las galaxias individuales de los cúmulos se pueden estudiar mediante imágenes ópticas o infrarrojas y espectroscopia. Los cúmulos de galaxias se encuentran con telescopios ópticos o infrarrojos mediante la búsqueda de sobredensidades y, luego, se confirman encontrando varias galaxias con un corrimiento al rojo similar . Las búsquedas infrarrojas son más útiles para encontrar cúmulos más distantes (con mayor corrimiento al rojo ).
• Rayos X : El plasma caliente emite rayos X que pueden detectarse con telescopios de rayos X. El gas del cúmulo puede estudiarse utilizando imágenes de rayos X y espectroscopia de rayos X. Los cúmulos son bastante prominentes en los estudios de rayos X y, junto con los AGN, son los objetos extragalácticos que emiten rayos X más brillantes.
• Radio : Se han encontrado varias estructuras difusas que emiten en frecuencias de radio en cúmulos. Se han utilizado grupos de fuentes de radio (que pueden incluir estructuras difusas o AGN) como marcadores de la ubicación de los cúmulos. Se han utilizado imágenes de alto corrimiento al rojo alrededor de fuentes de radio individuales (en este caso AGN) para detectar protocúmulos (cúmulos en proceso de formación).
• Efecto Sunyaev-Zel'dovich : los electrones calientes en el medio intracúmulo dispersan la radiación del fondo cósmico de microondas a través de la dispersión Compton inversa . Esto produce una "sombra" en el fondo cósmico de microondas observado en algunas frecuencias de radio.
• Efecto de lente gravitacional : los cúmulos de galaxias contienen suficiente materia como para distorsionar las orientaciones observadas de las galaxias que se encuentran detrás de ellos. Las distorsiones observadas se pueden utilizar para modelar la distribución de la materia oscura en el cúmulo.

Los cúmulos de galaxias son los objetos más recientes y más masivos que han surgido en la formación de la estructura jerárquica del Universo y el estudio de los cúmulos nos dice cómo se forman y evolucionan las galaxias. Los cúmulos tienen dos propiedades importantes: sus masas son lo suficientemente grandes como para retener cualquier gas energético expulsado de las galaxias miembro y la energía térmica del gas dentro del cúmulo es observable dentro de la banda de paso de rayos X. El estado observado del gas dentro de un cúmulo está determinado por una combinación de calentamiento por choque durante la acreción, enfriamiento radiativo y retroalimentación térmica desencadenada por ese enfriamiento. La densidad , la temperatura y la subestructura del gas de rayos X intracúmulo representan, por lo tanto, la historia térmica completa de la formación del cúmulo. Para comprender mejor esta historia térmica, es necesario estudiar la entropía del gas porque la entropía es la cantidad que cambia más directamente al aumentar o disminuir la energía térmica del gas intracúmulo. ^[14]

• Kravtsov, AV; Borgani, S. (2012). "Formación de cúmulos de galaxias". Revista anual de astronomía y astrofísica . 50 : 353–409. arXiv : 1205.5556 . Código Bibliográfico :2012ARA&A..50..353K. doi :10.1146/annurev-astro-081811-125502. S2CID  119115331.