| Megapost | Megaestructuras en el Universo.

Las agrupaciones galácticas son super-estructuras cósmicas formadas por miles de galaxias. La materia bariónica del universo visible, se distribuye a lo largo de estructuras colosales que reciben el nombre de filamentos o muros según su forma quedando gran cantidad de regiones huecas sin apenas materia luminosa llamadas vacíos. Dichas estructuras están formadas por miles de agregados de galaxias de diferentes formas y tamaños. Estas colosales macroestructuras son las más recientes en la historia del universo. Dichas estructuras se mantienen cohesionadas por la fuerza de la gravedad pero la expansión acelerada del cosmos podría acabar imponiéndose, si no lo ha hecho ya, y detener la acumulación de materia. Las distintas agrupaciones de galaxias que conforman el universo se llaman grupos, cúmulos y supercúmulos según su tamaño y número de galaxias que contienen. Van desde pequeños grupos con un decena de galaxias hasta grandes cúmulos de miles de galaxias. Los supercúmulos son estructuras más complejas formadas por centenares o miles de cúmulos galácticos interaccionando gravitatoriamente entre sí.

Galaxias del Grupo HCG 87

El grupo que contiene nuestra galaxia, la Vía Láctea, esta en el
llamado Grupo Local que consta de más de 40 galaxias.

Grupo de galaxias Hickson 44

Según el astrónomo los cúmulos de galaxias son más grandes que los grupos, aunque no hay una línea divisoria definida entre ambas categorías. Al ser observados visualmente, los cúmulos aparecen como colecciones de galaxias autosostenidas por la atracción gravitatoria. Sin embargo, sus velocidades son demasiado grandes para que sigan gravitacionalmente limitadas por sus fuerzas de atracción mutuas. Esta observación demuestra la implicación de la presencia de un componente adicional invisible. Observaciones en rayos X han revelado la presencia de una gran cantidad de gas intergaláctico o intracúmulo. Este gas es muy caliente, alrededor de 108K, por lo tanto emite en una frecuencia alta, rayos X. La masa total del gas es mayor que la de todas las galaxias del cúmulo por un factor 2. Sin embargo, este gas sigue siendo insuficiente para mantener la cohesión gravitatoria de los cúmulos. Puesto que el gas intracúmulo está en equilibrio aproximado con el campo gravitatorio de todo el cúmulo, su distribución en él permite calcular la forma de dicho campo y, por ende, la masa total del cúmulo. Resulta que la masa total deducida es mucho más grande que la masa de las galaxias y del gas caliente juntos. La componente que falta no puede ser otra que la materia oscura cuya naturaleza es aún desconocida. En un cúmulo típico aproximadamente solo el 5% de la masa total se encuentra en forma de galaxias, un 10% en forma de gas caliente intracúmulo y el 85% restante es materia oscura.En los cúmulos predominan las galaxias elípticas e irregulares fruto de la interacción de galaxias. También son comunes las galaxias lenticulares que se sospecha en bastantes casos pueden proceder de galaxias espirales que han perdido su gas y por tanto su capacidad de formar estrellas debido al rozamiento causado por su movimiento a través del gas intergaláctico o interacciones con otras galaxias del cúmulo.

La dinámica de los cúmulos galácticos es un tanto peculiar. Se los puede considerar como un gas de galaxias donde las partículas que lo componen en vez de ser átomos o moléculas son galaxias. Ese gas tiene unas condiciones particulares puesto que las galaxias se atraen entre sí con fuerza mientras que las partículas atómicas no lo hacen. Un gas normal tiende a expandirse y ocupar el máximo espacio mientras que los cúmulos galácticos no solo tienden a expandirse sino que también tienden a colapsar por su propia gravedad. Esto hace que se hallen en un delicado equilibrio entre su dispersión de velocidades y su masa. Cuanta más masa tenga el cúmulo más alta será la velocidad de escape. Así mismo, más masa implica mayores fuerzas gravitatorias lo que conlleva mayores aceleraciones y mayores velocidades. Así pues, en los cúmulos más masivos las galaxias que lo componen se mueven más deprisa unas respecto a otras que en los menos masivos. Es el propio campo de gravedad el que confina a las galaxias en un volumen de espacio determinado de la misma manera que las paredes de un recipiente hermético confinan el aire de su interior.

Cúmulo de Perseus

La evolución de los cúmulos puede tomar dos rumbos. Unos tienden a concentrar más materia agregando pequeños grupos y otras galaxias individuales lo cual los lleva compactarse cada vez más y a adquirir una forma esferoidal. A la vez que dicho cúmulo fagocita galaxias y grupos el núcleo del cúmulo canibaliza galaxias de éste convirtiéndose su centro en una o más galaxias elípticas gigantes que mantiene a las demás orbitando a su alrededor, y que eventualmente acabarán por fusionarse en una única galaxia elíptica gigante formando lo que se conoce cómo cúmulo de galaxias fósil; un cúmulo de galaxias con una única galaxia elíptica en su centro y una carencia de galaxias brillantes en las regiones centrales.1 Otros cúmulos menos ligados gravitatoriamente pueden evolucionar de forma distinta. Estadísticamente siempre hay alguna galaxia capaz de alcanzar la velocidad de escape para salir del cúmulo. Estos cúmulos empiezan a perder galaxias y a medida que pierden masa la velocidad de escape disminuye lo que acelera la pérdida de más galaxias provocando la fragmentación del mismo hasta su total dilución. Este proceso puede venir motivado por la presencia de cúmulos mayores en las cercanías los cuales acabarán por engullir al pequeño.

Cúmulo de Virgo y Cúmulo de Coma

Nota: los cúmulos de galaxias no deben confundirse con los cúmulos estelares, ya sean cúmulos abiertos o globulares, los cuales son estructuras mucho más pequeñas que se hallan dentro de las galaxias u orbitándolas.

Los grupos, cúmulos y algunas galaxias aisladas pueden formar estructuras mayores, los supercúmulos. Estas agrupaciones se comportarían de forma parecida a los cúmulos solo que en ellas las partículas elementales que lo constituyen ya no serían galaxias individuales sino grupos y cúmulos galácticos enteros que se mueven confinados en su colosal campo gravitatorio.Nuestro grupo de galaxias, el Grupo Local, se halla dentro del Supercúmulo de Virgo el cual también contiene al extenso Cúmulo de Virgo el cual actúa como centro de gravedad del mismo. El Supercúmulo de Virgo al ser el nuestro también recibe el nombre de Supercúmulo Local.

En las escalas más grandes del universo visible, la materia se agrupa en filamentos y extensas paredes o muros rodeadas de vacíos a modo de enormes burbujas huecas con los supercúmulos en forma de nodos. La estructura parece asemejarse a la de a una esponja.

El Cúmulo de Virgo es un cúmulo de galaxias situado aproximadamente a una distancia de 59 ± 4 millones de años-luz (18.0 ± 1.2 Mpc)3 en dirección de la constelación de Virgo. Contiene unas 1300 galaxias, aunque puede que lleguen a ser hasta 2000 y forma la región central del mayor Supercúmulo Local, del cual forma también parte el Grupo Local. Se estima que su masa es de 1.2×1015 M? hasta unos 8 grados del centro del cúmulo, lo que equivale a un radio de aproximadamente 2.2 Mpc.Muchas de las galaxias brillantes de este cúmulo, incluida la galaxia elíptica gigante Messier 87 fueron descubiertas a finales de la década de 1770 e inicios de la década de 1780 y posteriormente incluidas en el catálogo de Charles Messier. Descritas por Messier como nebulosas sin estrellas, su verdadera naturaleza no sería descubierta hasta la década de 1920.El cúmulo subtiende un arco máximo de unos 8 grados centrado en la constelación de Virgo y muchas de sus galaxias se pueden observar con un telescopio de aficionado. Su miembro más brillante es la galaxia elíptica gigante M49, pero la más notable y famosa es la galaxia M87, situada en su centro.

Cúmulo de Virgo

Virgo es bastante heterogéneo en su mezcla de galaxias espirales y elípticas. A 2004, se cree que la distribución de espirales en el cúmulo es un filamento prolato, aproximadamente 4 veces más largo que ancho, alargado a lo largo de la visual desde la Vía Láctea.4 Las galaxias elípticas se encuentran más concentradas hacia el centro que las espirales, cierto número de las cuales se caracterizan también por mostrar un contenido bajo en hidrógeno atómico comparado con otras galaxias del mismo tipo no pertenecientes al cúmulo.

El cúmulo es un agregado de varios subgrupos diferentes centrados respectivamente en las galaxias M87 (conocido cómo Virgo A), M86 (que algunos autores consideran parte del de M87) y M49 (conocido cómo Virgo B, aunque hay ciertas dudas de la pertenencia de ésa galaxia a éste grupo). De ellos, el dominante el primero, con una masa aproximada de 1014 masas solares y caracterizado por estar compuesto por una mezcla de galaxias elípticas, lenticulares, y espirales pobres en gas. Es más o menos un orden de magnitud más masivo que los otros dos subgrupos.

Centro del Cúmulo de Virgo

Virgo A y Virgo B están en proceso de acercamiento para acabar por fusionarse en un único cúmulo.Además, existen varias agrupaciones de galaxias próximas a las antes mencionadas: Nube N, Nube S (las dos compuestas casi por entero por galaxias espirales) que también parecen estar en proceso de acercamiento y eventualmente fusión con el cúmulo principal, Nube E (que está a la misma distancia que Virgo A), y finalmente Nube M y Nube W (las cuales parecen ser independientes del cúmulo y ser agrupaciones galácticas de fondo, sobre todo la segunda), además de muchas galaxias situadas relativamente cerca del cúmulo que se piensa en el futuro acabarán por ser atraídas por la gravedad de éste (por ejemplo el grupo de galaxias Coma I) entrando a formar parte de él, todo ello mostrando que Virgo está todavía dinámicamente en formación, al igual que otros como el Cúmulo de Coma



Al igual que en otros cúmulos de galaxias ricos, el medio intergaláctico del Cúmulo de Virgo está lleno de un plasma a muy elevadas temperaturas (millones de grados Kelvin) detectable gracias a su emisión en rayos X, además de un número relativamente elevado de estrellas (alrededor de un 10% de la masa total en estrellas del cúmulo) -incluyendo cierto número de nebulosas planetarias- que se piensa han sido expulsadas de sus galaxias debido a interacciones gravitatorias con otras galaxias.,9 10 11 incluso regiones de formación estelar,12 y -aunque la evidencia en un principio fuera controvertida- cúmulos globulares,13 14 arrancados tal vez en su mayoría de galaxias enanas.La gran masa del cúmulo viene indicada por las altas velocidades peculiares de muchas de sus galaxias, en algunos casos llegando a los 1.600 km/s respecto al centro del cúmulo, y por haber frenado la recesión del Grupo Local de él en aproximadamente un 10 por ciento.

El Supercúmulo de Virgo, o Supercúmulo Local, es el supercúmulo de galaxias que contiene al Grupo Local y con él, a nuestra galaxia, la Vía Láctea. Tiene la forma de un disco plano, con un diámetro de 200 millones de años luz. El supercúmulo contiene alrededor de 100 grupos y cúmulos de galaxias, y está dominado por el cúmulo de Virgo, localizado cerca de su centro. El Grupo Local está localizado cerca del borde del cúmulo de Virgo, al cual es atraído.La longitud del supercúmulo de Virgo es de aproximadamente 33 megaparsecs (110 años luz, en comparación el Grupo Local tiene 1 megaparsec de longitud máxima. Este supercúmulo es uno de millones de supercúmulos a lo largo del Universo observablePor el efecto gravitatorio que ejerce en el movimiento de las galaxias, se estima que la masa total del Supercúmulo de Virgo es de 1015 masas solares (2 × 1046 kg; ver Órdenes de magnitud (masa). Debido a que su luminosidad es demasiado pequeña para dicha cantidad de estrellas, se piensa que una cantidad considerable de su masa está compuesta de materia oscura.Se sospecha que, en la medida que los cúmulos se agrupan en supercúmulos, asimismo los supercúmulos se agrupan en complejos de supercúmulos también llamados hipercúmulos, filamentos galácticos o grandes muros. El Supercúmulo Local (o de Virgo) junto con el Supercúmulo Hidra-Centauro forman una de las cinco partes que integran el Complejo de Supercúmulos Piscis-Cetus.Una anomalía gravitacional conocida como el Gran Atractor existe en alguna parte dentro del supercúmulo local.

A partir de la primera muestra encontrada de nebulosa grande publicada por William y John Herschel en 1863, se sabe que hay un exceso notable de los campos de la nebulosa en la constelación de Virgo (cerca del norte del polo galáctico). En la década de 1950 el astrónomo franco-estadounidense Henri Gérard de Vaucouleurs fue el primero en argumentar que este exceso representa una gran escala de estructura galáctica, acuñando el término "Supergalaxia local" en 1953, que cambió a "supercúmulo local" (LSCref> cfa.harvard.edu, The Geometry of the Local Supercluster, John P. Huchra, 2007 (accessed 12-12-2008) en 1958. (Harlow Shapley, en su libro de 1959 De las Estrellas y los hombres, sugirió que el término metagalaxia.1 ) . El debate continuó durante los años 1960 y 1970 en cuanto a si el supercúmulo local (LS) fue en realidad una estructura o una posible alineación de las galaxias.La cuestión se resolvió con los grandes estudios de corrimiento al rojo de los años 70 y principios de los años 80, que demostró de forma convincente la concentración de las galaxias a lo largo del plano súper-galáctico.

En un amplio artículo de 1982, R. Brent Tully presentó las conclusiones de su investigación sobre la estructura básica de la LS. Se compone de dos componentes: un disco aplanado que contiene apreciablemente las dos terceras partes de las galaxias luminosas en el supercúmulo y un halo más o menos esférico que contiene el tercio restante.4 El propio disco es una delgada (~1 Mpc) elipsoide con una proporción eje largo/eje corto de al menos 6 a 1, y posiblemente tan alto como 9 a 1.5 Los datos publicados en junio de 2003 de 5 años han permitido a los astrónomos comparar la LS con otros supercúmulos. El LS representa un típico supercúmulo de tamaño bastante pequeño (es decir, carente de un núcleo de alta densidad). Tiene un cúmulo de galaxias ricas en el centro, rodeada por filamentos de galaxias y grupos de pobres.6 El Grupo Local se encuentra en las afueras del LS en un pequeño filamento que se extiende desde el Cúmulo de Fornax al Cúmulo de Virgo.3 El volumen del supercúmulo de Virgo es aproximadamente 7000 veces mayor que el del grupo local o de 100 mil millones de veces que de la Vía Láctea.

La densidad numérica de las galaxias en el LS disminuye con el cuadrado de la distancia desde su centro cerca de la Virgo grupo, lo que sugiere que este grupo no se encuentra al azar. En general, la gran mayoría de las galaxias luminosas (más de -13) se concentran en un pequeño número de nubes (grupos de cúmulos). el noventa y ocho por ciento se puede encontrar en las siguientes 11 nubes (que figura en el orden decreciente de número de galaxias luminosas): Canes Venatici, Virgo grupo, Virgo II (sur de la extensión), Leo II, Virgo III, Virgo, Crater (NGC 3672), Leo I, Leo Minor (NGC 2841), Draco (NGC 5907), Antlia (NGC 2997) y NGC 5643. De las galaxias luminosas ubicadas en el disco, un tercio se encuentran en Virgo, mientras que el resto se encuentran en la Nube Canes Venatici y la nube de Virgo II, además del grupo la NGC 5643 un poco insignificantes. Las galaxias luminosas en el halo también se concentran en un pequeño número de nubes (94% en 7 nubes). Esta distribución indica que "la mayor parte del volumen de la plano súper-galáctico es un gran vacío.5 Una analogía útil que coincide con la distribución observada es la de las pompas de jabónapelotonadas. Los cúmulos y supercúmulos se encuentran en las intersecciones de las burbujas, que son grandes, aproximadamente esféricas (del orden de 20-60 Mpc de diámetro) con vacíos en el espacio.7 Largas estructuras filamentosas parecen predominar. Un ejemplo de esto es el Supercúmulo Hydra-Centaurus, el más cercana al supercúmulo LS, que comienza a una distancia de aproximadamente 30 Mpc y se extiende a 60 Mpc.

Desde la década de 1980 ha sido evidente que no sólo el Grupo Local, pero toda la materia a cabo a una distancia de al menos 50 Mpc está experimentando un flujo en masa del orden de 600 km/s en dirección al Cúmulo de Norma (Abell 3627).9 Lynden-Bell en 1988 llamó a la causa de esto el "Gran Atractor". Aunque los astrónomos están seguros de la velocidad de la LS, que se ha medido en contra de la Fondo Cósmico de Microondas (CMB), la naturaleza de lo que está provocando que sigue siendo poco conocida.

La LS tiene una masa total M ˜ 1 x 1015 M solar y una luminosidad óptica total L ˜ 3 x 1012 L solar.6 Esto produce una proporción masa-luz de alrededor de 300 veces la de la relación de energía solar, una cifra que es consistente con los resultados obtenidos para otros supercúmulos.10 11 (En comparación, la relación de masa-luz para la Vía Láctea es de 2,7. Estas relaciones son uno de los principales argumentos a favor de la presencia de grandes cantidades de materia oscura en el universo.

La materia oscura también afecta a agrupaciones galácticas. Las medidas de Rayos X del caliente gas intracumular se corresponden íntimamente a las observaciones de Zwicky de las relaciones masa-luz para grandes cúmulos de casi 10 a 1. Muchos de los experimentos del Observatorio de rayos X Chandra utilizan esta técnica para determinar independientemente la masa de los cúmulos.El cúmulo de galaxias Abell 2029 está compuesto de miles de galaxias envueltas en una nube de gas caliente y una cantidad de materia oscura equivalente a más de diez14 soles. En el centro de este cúmulo hay una enorme galaxia con forma elíptica que se piensa que se formó a partir de la unión de muchas galaxias más pequeñas.13 Las velocidades orbitales de las galaxias medidas dentro de los cúmulos de galaxias son consistentes con las observaciones de materia oscura.

Una importante herramienta para detectar la materia oscura son las lentes gravitacionales. Estas lentes son un efecto de la relatividad general que predice la dinámica que depende de las masas, siendo un medio completamente independiente de medir la energía oscura. En las lentes fuertes, la curvada distorsión observada de las galaxias de fondo, cuando la luz pasa a través de una lente gravitacional, ha sido observada alrededor de un cúmulo poco distante como el Abell 1689. Midiendo la distorsión geométrica, se puede obtener la masa del cúmulo que causa el fenómeno. En docenas de casos donde se ha hecho esta medición, las relaciones masa-luz obtenidas se corresponden a las medidas de materia oscura dinámica de los cúmulos.Durante los últimos diez años se ha desarrollado una técnica —tal vez más convincente— llamada lentes débiles que mide las distorsiones de galaxias a una microescala en las grandes distancias debidas a objetos de fondo mediante análisis estadístico. Examinando la deformación de las galaxias de fondo adyacentes, los astrofísicos pueden obtener la distribución media de energía oscura por métodos estadísticos y encontrar las relaciones masa-luz que se corresponden con las densidades de materia oscura predichas por otras mediciones de estructuras a gran escala. La correspondencia de las dos técnicas: la de lentes gravitacionales junto con otras medidas de materia oscura, han convencido a casi todos los astrofísicos de que la materia oscura es realmente el mayor componente del Universo.

El cúmulo de Fornax es un cúmulo de galaxias situado en buena parte en la constelación del mismo nombre y a una distancia aproximada de la Vía Láctea de aproximadamente 62.0 millones de años luz (19.0 Mpc).2 Es el segundo cúmulo de galaxias más rico existente en un radio de 100 millones de años luz alrededor del Grupo Local tras el Cúmulo de Virgo, aunque es mucho menos rico -pero más denso- que éste último,3 y puede estar asociado con el cercano Grupo de Eridanus.

Su miembro más grande y brillante es la galaxia peculiar NGC 1316, aunque está situada lejos del centro del cúmulo, dónde se halla la galaxia elíptica gigante NGC 1399 que a veces le da su nombre a éste cúmulo. Otras galaxias notables pertenecientes a Fornax incluyen a la galaxia espiral barrada NGC 1365 -el segundo miembro más grande del cúmulo-, la galaxia elíptica NGC 1404, ó la galaxia irregular NGC 1427A.

El cúmulo de Fornax está formado por dos subcomponentes: el principal, centrado en NGC 1399, y un subgrupo 3 grados hacia el suroeste, centrado en NGC 1316 y en el que hay una elevada actividad de formación estelar, que parece estar en proceso de caída hacia el principal4 para acabar fusionándose los dos en un futuro lejano5 .

A diferencia de Virgo, que es un cúmulo aún en formación, Fornax ya parece estar formado totalmente, no detectándose otras galaxias atraídas por su gravedad y en proceso de acercamiento para entrar a formar parte de él.Al igual que el de Virgo, el medio intergaláctico de Fornax está lleno de un gas muy caliente detectable gracias a su emisión de rayos X,7 y existen en él estrellas expulsadas de sus galaxias -algunas de las cuales han producido novas-

El Cúmulo de Coma (Abell 1656) es un gran cúmulo de galaxias que contiene más de 1.000 galaxias identificadas.Junto con el Cúmulo de Leo (Abell 1367), es uno de los mayores cúmulos del Supercúmulo de Coma.La distancia media al cúmulo es de 99 Mpc (321 millones de años luz). Sus 10 galaxias espirales más brillantes tienen magnitudes aparentes entre 12 y 14 y pueden ser observadas con telescopios de aficionados con aperturas mayores que 20 cm. La región central está dominada por dos galaxias elípticas gigantes: NGC 4874 y NGC 4889. El cúmulo se encuentra cómo indica su nombre en la constelación de Coma Berenices, y a unos pocos grados del polo norte galáctico.Ésta agrupación no ha de ser confundida ni con el Cúmulo estelar de Coma, un cúmulo abierto dentro de nuestra galaxia y situado en la misma constelación, ni con el cúmulo de galaxias Coma I, un cúmulo de galaxias disperso cercano al Cúmulo de Virgo -muchos de cuyos miembros también están en la constelación de Coma Berenices-.

Como suele ser habitual en cúmulos tan ricos como este, la mayoría de las galaxias en la región central son elípticas o lenticulares con pocas galaxias espirales que tienen a situarse en las regiones externas del cúmulo.Aun siendo el más rico y compacto de los cúmulos de galaxias cercanos, Coma parece estar aún en formación; sus dos galaxias más brillantes consituyen el centro de dos subcúmulos de galaxias en proceso de acercamiento para su eventual fusión dentro de varios miles de millones de añosDel mismo modo que en otros cúmulos de galaxias similares cómo el de Virgo, el medio intergaláctico de Coma está ocupado por un gas muy caliente detectable gracias a su emisión de rayos X, existiendo además estrellas en él que se piensa han sido expulsadas de sus galaxias en interacciones gravitatorias.

La extensión real del cúmulo no fue conocida hasta que fue estudiada detalladamente en 1950 por los astrónomos del Observatorio Monte Palomar aunque muchas galaxias del cúmulo habían sido ya identificadas con anterioridad.

Consideremos esto por un momento:

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