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Los avatares de la materia oscura; Los cúmulos de galaxias.

Artículo original de Richard Taillet, profesor de Física e investigador.


La inmensa mayoría de las galaxias están agrupadas en cúmulos, a los cuales están vinculadas gravitacionalmente: el conjunto del cúmulo atrae y retiene a cada una de las galaxias. La detenida observación del cúmulo muestra que contienen también una gran cantidad de gas. Varios métodos pueden ser utilizados para estimar la masa de estos cúmulos, y todas las mediciones están de acuerdo para indicar que es mayor que la suma de las galaxias y del gas que contienen. Parece pues que estos objetos contienen una gran cantidad de masa bajo otra forma, que se llama materia oscura. Los cúmulos de galaxias constituyen objetos de muestreo para estudiar el problema de la materia oscura, ya que es posible poder estudiar su distribución de masa por varios métodos independientes:

• El movimiento de sus galaxias.
• Las propiedades del gas caliente que contienen.
• Los fenómenos de lente gravitacional que se observan.
• La perturbación de la radiación del fondo de microondas cósmico que inducen (Efecto Sunyaev Zeldovitch)
• Modelización de su formación por hundimiento gravitacional de las variaciones primordiales.

Los movimientos de las galaxias dentro de los cúmulos

En primer lugar, en el seno de cada cúmulo, las galaxias se desplazan. Su movimiento es determinado por las fuerzas gravitacionales a las cuales están sometidos, y por consiguiente a las masas cercanas, (veremos con más detalle en la página dedicada a las galaxias, la relación entre el movimiento y la distribución de masas). El análisis de las velocidades permite pues obtener información sobre la masa del cúmulo. Esto condujo a Zwicky en 1933, a poner en evidencia un problema en el cúmulo de Coma, la masa estimada de ese modo era mucho mayor a la suma de las masas de las galaxias que se observan allí. Anotemos que en esa época, el concepto de materia oscura era absolutamente desconocido, éste hizo su aparición en la década de 1970. Podemos contemplar varias causas a este problema:

- Las mediciones son falsa o están mal interpretadas:

• Existe una masa bajo una forma poco luminosa, esa es la materia oscura.
• Las fórmulas utilizadas son falsas, y la teoría que las formula no es válida. . . .

¡Posteriormente, las observaciones de Zwicky han sido ampliamente confirmadas y el mismo problema ha sido puesto en evidencia en la mayor parte de los cúmulos!. La primera hipótesis puede ser descartada. Otros tipos de observaciones que mencionamos más arriba nos llevan a las mismas conclusiones, continuemos analizándolos.


Las emisiones de rayos X de los gases calientes

Imágenes del cúmulo de Coma (1 Mpc de lado) en visible (arriba) y en rayos X (abajo). La imagen en espectro visible muestra principalmente las galaxias, la de rayos X el gas caliente, que ocupa el espacio entre las galaxias. ¿Otros tipos de observaciones pondrían en evidencia el tercer componente?

Los cúmulos de galaxias no contienen sólo galaxias, un gran número de ellos está relleno de gas extremadamente caliente (10-100 millones de grados) y de densidad débil (1000 partícula/m3). Este gas está distribuido de forma mucho más difusa y extensa que las galaxias, como por ejemplo muestra la imagen precedente; rellena el espacio entre ellas y constituye el componente dominante del cúmulo, representando una masa mucho más importante que las mismas galaxias. A estas temperaturas, al estar totalmente ionizado, se trata de plasma. El estado termodinámico de este gas puede enseñarnos varias cosas sobre el cúmulo. Para eso, adoptamos una hipótesis corriente en este campo y supongamos que el gas está en equilibrio hidrostático. Esto significa que no hay grandes movimientos de conjunto y que las fuerzas de presión están perfectamente equilibradas con otras fuerzas presentes. En este caso, el gradiente de presión en el gas está unido al peso local, según la expresión conocida por cualquier estudiante que se enfrenta con la dinámica de fluidos, (pero de la que puede usted pasar tranquilamente si no se encuentra a gusto con las fórmulas):



Entonces, podemos calcular la presión del gas para conocer la temperatura y la densidad (en el caso de los gases perfectos, a menudo adaptado en este contexto, la presión es proporcional a la densidad de masa y a la temperatura). Estas dos magnitudes pueden ser medidos estudiando el brillo térmico emitido por este gas, que se encuentra principalmente en la gama de los rayos X a estas temperaturas. Podemos Obtener dos clases de información: de una parte las propiedades espectrales (la descomposición en longitudes de onda) revelan la temperatura T del gas, mientras que la intensidad del brillo (la cantidad total de energía recibida) permite remontarse a la densidad del gas emisor. Los progresos de este tipo de observaciones naturalmente siguieron a los de detectores de rayos X. Después del precursor SAS1, Ariel-V, Exosat, Ginga, Rosat, etc, los últimos instrumentos en juego XMM-Newton y Chandra (con características bastante complementarias a nivel de sensibilidad espectral, capacidad de determinar la energía de la radiación recibida, y resolución angular, capacidad de distinguir de fuentes próximas), permiten obtener espectros de diferentes puntos del cúmulo. Disponemos ahora de una resolución suficiente para producir mapas detallados de temperatura y de densidad del cúmulo, y de determinar el reparto de la masa en el cúmulo.

El resultado es que la masa visible (el gas esencialmente) constituye cerca del 10 % de la masa total del cúmulo.

Las observaciones permiten también asegurarse que sea verificada la hipótesis de equilibrio hidrostático. En algunos casos donde no está presente, es que sucedió algo violento en un pasado relativamente reciente. Las desviaciones de este equilibrio permiten entonces comprender la evolución pasada del cúmulo, por ejemplo volver a trazar la historia de una colisión con otro cúmulo.

Emisión de rayos X en el cúmulo Fornax (Hornillo) captada por Chandra© NASA (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

Emisión de rayos X en el cúmulo de Coma captada por el XMM-Newton© ESA (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

Las lentes gravitacionales

Podemos también medir la cantidad de masa del cúmulo midiendo directamente el potencial gravitacional, gracias al efecto de lente gravitacional. Este efecto es debido a la desviación de los rayos de luz por los objetos masivos, y se traduce en una deformación de la imagen de un objeto lejano cuando un cuerpo masivo se interpone entre este objeto y el observador en la Tierra. Distinguimos habitualmente dos situaciones: las lentes débiles, para las cuales las imágenes simplemente son deformadas, contraídas en dirección al objeto masivo; las lentes fuertes para las cuales las imágenes son desdobladas, una sola fuente que aparece bajo el aspecto de varios arcos (ver figura más abajo). El estudio de estas lentes gravitacionales permite sondear la masa del cúmulo, con una particularidad interesante: este efecto es sensible al conjunto de las masas presentes, independientemente de su naturaleza. Los resultados de estos análisis son muy cercanos a los del estudio de la emisión X del gas caliente: la materia visible (gases y galaxias) representa, una vez más, cerca del 10 % de la masa responsable de los efectos de lente. De hecho, es posible ir más lejos y producir cartas de densidad de la materia oscura en cúmulos. Entonces nos damos cuenta que la materia oscura está distribuida de un modo mucho más difuso que el gas, menos concentrado que las galaxias.

Cuadros izquierdos: Emisiones de rayos X, captadas por Chandra, (arriba Abell 2390, abajo MS2137.3-2353). Cuadros derechos: lentes gravitacionales, captadas por el Hubble, (También Abell 2390 arriba, y MS2137.3-2353 abajo). Estos cúmulos están situados respectivamente a 2.5 y 3.1 miles de años-luz.© S. Allen (IoA Cambridge) et al., NASA (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

Otra imagen de lentes gravitacionales. Los objetos azules son múltiples imágenes de un mismo objeto situado lejos detrás del cúmulo visible en primer plano. Ver la imagen siguiente. © W. N. Colley (U. Virgina & E. Turner (Princeton), J.A. Tyson (UC Davis), HST, (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

Trayectoria de la luz (trazos turquesa) que nos llega de la galaxia en segundo plano. Los rayos de luz son curvados por el campo gravitacional del cúmulo en primer plano y parecen provenir de otras direcciones (trazos grises).

El efecto Sunyaev-Zeldovitch

Los recientes avances de las técnicas de observación de la radiación del fondo de microondas cosmico (CMB de ahora en adelante, acrónimo anglosajón para Cosmic Microwave Background) proporcionan un nuevo método para medir la cantidad de materia contenida en el cúmulo. En dos palabras, el CMB es un brillo electromagnético de baja frecuencia (comparado con la luz) que baña al conjunto del Universo. Es la luz emitida cuando se formaron los primeros átomos, la desaparición casi de todas las cargas libres que habían reflejado el Universo transparente, la luz presente es entonces capaz de propagarse a distancias muy largas. A causa de la expansión del Universo, esta luz ha sido desplazada intensamente hacia el rojo, y aparece ahora en el dominio de las microondas.

Este brillo puede interactuar con la materia que encuentra en su trayecto. En particular, cuando atraviesa una zona lo bastante caliente para que la materia esté presente en forma de plasma, como en el corazón de las galaxias, puede entonces interactuar con los electrones libres. Esto tiene un efecto observable: el espectro del CMB se modifica. Esto se llama efecto Sunyaev-Zeldovitch. Observando y analizando luego detalladamente la distorsión del espectro del CMB, podemos deducir de eso varias características del medio, en particular su densidad de electrones así como su temperatura. Estas informaciones son pues complementarias de las proporcionadas por el estudio de la emisión de rayos X del gas caliente.

Imágenes del cúmulo A 3667. A la izquierda perturbación de la temperatura del CMB debida a este cúmulo. A la derecha, imagen combinada de múltiples observaciones distintas del mismo cúmulo, (Efecto Sunyaev Zeldovitch, rayos X y lentes gravitacionales). En la siguiente imagen inferior, imagen en rayos X obtenida por ROSAT.© Melanie Johnston-Hollitt (pulsar sobre las imágenes para ampliarlas)

Formación de los cúmulos de galaxias

Los tres tipos de observaciones que preceden dan una indicación directa de la masa del cúmulo. Los fuertes indicios nos los proporciona un cuarto enfoque: del que hablaremos con detalle más adelante, la cosmología permite estudiar la formación de los cúmulos de galaxias por el hundimiento gravitacional de las variaciones del fluido primordial. Los detalles de este hundimiento dependen fuertemente de la composición del Universo, y allí todavía, de un modo muy notable, los escenarios cosmológicos concuerdan con las observaciones sólo si el Universo está constituido por una gran cantidad de materia oscura. Iremos más lejos sobre las simulaciones cosmológicas y las informaciones que pueden proporcionar sobre las propiedades de la materia oscura.

Simulación cosmológica de formación del cúmulo de galaxias, para diferentes modelos cosmológicos. Cada línea representa la evolución en el tiempo de la distribución de materia, (las zonas más concentradas son más claras) para un tipo de modelo dado (Lambda CDM, SCDM, etc), las imágenes están separadas por algunos millones de años. © VIRGO, realizado por Joerg Colberg

Resumen

La materia visible del cúmulo (el gas y las galaxias, estas últimas representan sólo una fracción débil de la masa de gases), no representan sólo más que cerca del 10 % de su masa gravitante.




Otros capítulos ya publicados de la serie

- Los secretos de la materia oscura. Parte 1

- Los secretos de la materia oscura. Parte 3, la Cosmología.

- Los secretos de la materia oscura. Parte 4, las galaxias.

- Los secretos de la materia oscura. Parte 5, las propiedades de la materia oscura.

- Los secretos de la materia oscura. Parte 6, los avatares de la materia oscura; Los candidatos.

- Los secretos de la materia oscura. Parte 7, la búsqueda de una prueba experimental: Testear los modelos "estándares".

- Los secretos de la materia oscura. Parte 8, la búsqueda de una prueba experimental: Detectar la materia oscura.

- Los secretos de la materia oscura. Parte 9 y última. Conclusiones.



Próximo capítulo:

Los avatares de la materia oscura; La Cosmología.


Crédito de las imágenes (toda la serie): O. López-Cruz (INAOEP) et al., AURA, NOAO, NSF. NASA. ESA. S. Allen (IoA Cambridge). W. N. Colley (U. Virgina & E. Turner (Princeton). J.A. Tyson (UC Davis). HST. Melanie Johnston-Hollitt. VIRGO/Joerg Colberg.




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