27 de mayo de 2012

Galaxias



Galaxias

Galaxias
No sucederá muy a menudo, que una estrella se encuentre sola en alguna parte en el universo. Ermitaños como estas a los sumo se pueden encontrar, cuando estrellas individuales son arrancadas de su grupo en encuentros de sistemas estelares. No se pueden formar estrellas en el cosmos casi sin materia, sino sólo donde hay gran acumulaciones de materia. A estas estructuras las llamamos galaxias donde cada galaxia puede estar compuesta por hasta 300 mil millones de estrellas o incluso hasta 1 billón o más.

 Mediante mediaciones del movimiento de estrellas o de nubes de gases dentro de las galaxias, además se logró determinar, que fuera de ellas aún se encuentra una enorme acumulación de materia invisible en forma de un halo, la llamada materia oscura. En el centro de una galaxia, el núcleo,  también llamado bulge en inglés, se encuentran estrellas apiñadas muy juntas, por lo cual esta zona también es la que más luz emite (para esto también pueden existir otras razones, ver abajo). Según el tipo de galaxia, se expanden del bulge una mayor o menor cantidad de brazos espirales bien definidos o vigas, en las cuales las estrellas están notoriamente más distanciados entre sí. Aquí le estructuración esquemática en el ejemplo de la galaxia espira M 83.

                                          Interstellare Materie = Materia interestelar
                                          Bulge (Kern) = Núcleo
                                          Spiralarm = Brazo espiral

                                         Fuente del cuadro. AAO

 Pero también las galaxias son sólo una parte de un sistema superior, ya que forman  cúmulos de galaxias más o menos grandes, llamados Clúster, estos pueden componerse de un puñado  hasta miles de galaxias, y para colmarlo más aún, los Clústeres se unen para formar los estructuras más grandes conocidas, los súper clústeres,  a los cuales se aglomeran otros tantos montones. Aquí las tenemos que ver  con distancias de varios millones de años luz.

 Curioso y notorio es una comparación del micro con el macro cosmos:
Por un lado están rodeados los núcleos atómicos por electrones, al igual que las estrellas por sus planetas. Algunos o muchos átomos forman una molécula, las estrellas se aglomeran en cúmulos. Muchas moléculas forman una cadena (como por ejemplo el ARN) o incluso una célula. Mientras que los cúmulos crecen a galaxias. Muchas células  dan como resultado una… (¿Vaca?) las galaxias un clúster, las vacas una manada y muchos clústeres un súper clúster…
Una comparación como esta cojea algo. En el macro cosmos valen las teorías de la relatividad de Einstein, que en el micro cosmos pierden totalmente su validez. Las dimensiones reducidas son descritas exclusivamente por la teoría cuántica. Sin embargo la comparación aclara, que estructuras de mayor tamaño con un carácter individual (por ejemplo, átomos o galaxias) siempre están conformadas por unas pocas unidades elementales (átomos por electrones o quarks, galaxias por distintos tipos de estrellas) 



No es una casualidad, que las estrellas y las galaxias no están solas. Con el correr del Big-bang se formaron las grandes estructuras de fluctuaciones congeladas.  Oscilaciones de la densidad. De esta manera, después de cierto tiempo so formaron zonas con mayores densidades y otros con densidades disminuidas. Las zonas más densas, por la acción de la gravitación pudieron diluir cada vez más las otras zonas del espacio. Las estrellas nacen exclusivamente en las grandes acumulaciones de materia. Como por ejemplo en la nebulosa de Orión donde nacen  estrellas en forma masiva. Por esto es altamente improbable que en alguna parte en el universo se haya formado un sol solitario de una nube de materia suficientemente grande. La densidad de la materia  en el espacio intergaláctico  es demasiada reducida para esto.



Con la gentil autorización de Hubble Heritage Team (STScl/AURA/NASA)




Una de las más hermosas tomas del telescopio espacial Hubble. Se ve un grupo de galaxias, el llamado Hickson Compact Group, HCG 87. La gran galaxia del primer plano (HCG 87ª) se ve claramente  la cantidad de polvo en el disco. Esta y su vecina (HCG 87b) muestran un núcleo  muy activo, donde probablemente hoyos negros acreditan materia. En la gran galaxia espiral (HCG 87c) nos encontramos con una galaxia starburst. Las cuatro galaxias están tan cercas unas de otras que influyen entre sí con sus mareas.


La formación de las galaxias
 
El origen de las galaxias, como ya se indicó, debe buscarse en el Big-bang. Después del tiempo de la inflación, de la formación de las partículas y el desacoplamiento de las radiaciones deben haberse formado estructuras de antiguas pequeñísimas fluctuaciones de densidades y reducidas diferencias del campo gravitacional. De estas fluctuaciones se formaron sin parar las galaxias y estructuras de hasta 100 Mpc, los súper clústeres.
Al comienzo estas fluctuaciones fueron extremadamente débiles, oscilaciones de densidades locales, las que con el correr del tiempo, por inestabilidades gravitacionales que se acentuaron cada vez más. En estas zonas, donde la expansión general estaba algo más atenuado, a causa del exceso gravitacional pude ser atraída materia de las zonas circundantes. La densificación se hizo cada vez más fuerte y en algún momento la nube de materia colapso a galaxias o, con una cantidad suficiente de masa a cúmulos galácticos.  


  En el inicio el crecimiento  fue fuertemente influenciado por la radiación. Por cada átomo habían 3 mil millones de fotones, la densidad de la energía era mucho más alta que la de la masa. En los primeros 10 000 años fue suprimida. Esto recién cambió cuando la densidad de la masa, debido al aumento constante de la materia. Ahora existieron dos posibilidades para el desarrollo: O bien la formación  de, grandes y masivas estructuras como los cúmulos de galaxias que posteriormente que posteriormente se disgregan, o se forman galaxias enanas, que luego por la influencia gravitacional se hicieron más masivas y que finalmente se conglomeraron para formas las grandes espaciosas estructuras. 


Con la gentil autorización de NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScl/AURA)
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 La medida en la cual las galaxias pueden influencias sobre otras, lo muestra esta impresionante fotografía de esta pareja de galaxias Arp 87, del telescopio espacial Hubble. A una distancia de 300 millones de años luz en la constelación de Leo. Ambos sistemas de estrellas realizan un complicado baile bajo la coreografía de la gravitación. Ambas galaxias contienen una enorme cantidad de estrellas y representan a ciento de pares de galaxias conocidos. Que están radicados  en  las cercanías cósmicas, que interactúan entre sí o incluso que se funden en una sola.
Encuentros entre galaxias aun se producen hoy. En la juventud de nuestro universo eran mucho más frecuentes ya que el cosmos era notoriamente más pequeño y por lo tanto la densidad de la materia era mayor.


 El modelo Top-down

Como se dijo, las fluctuaciones no pudieron crecer en los primero 10 000 años. Se componían de una mezcla de radiación y materia comprimida. La radiación no se puede incluir en la materia, constantemente trata de desacoplarse, donde arrastra materia consigo. El sistema es dominado por neutrinos calientes, que tratan de separarse. Con este efecto se alisaron las fluctuaciones. Esto uno se puede imaginar aproximadamente de la siguiente manera, cuando se vierte aceite sobre una superficie de agua agitada y esta se calma. Las anteriores  grandes olas (fluctuaciones) primero son rotas y luego  allanadas. Para la homogenización de las  fluctuaciones a gran escala, sin embargo no alcanza el tiempo del desacoplamiento. Estas sobre viven y 380 000 años después del desacoplamiento, la era del desacoplamiento, sólo existen fluctuaciones de 10ˆ15 de masas solares, esto son los cúmulos galácticos. Estas estructuras siguen acumulando masa, hasta que en un determinado momento colapsan y se degradan en galaxias. Este modelo del desarrollo de grandes estructuras a estructuras más pequeñas se llama top-down-modell, de mayor a menor.





 El modelo Botton-up

Muchas las los grandes clústeres de galaxias observados, parecen que aún hoy siguen desarrollándose y creciendo, por lo cual esta circunstancia habla contra el modelo top-down. Más bien posiblemente al comienzo se formaron innumerables mini galaxia, las cuales entonces por la acreción de más materia formaron siempre estructuras más grandes, un desarrollo hacia arriba, botton-up. 



 
 Con la gentil autorización de NASA, ESA, y N. Pirzkal (STScl/ESA)
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 En una combinación de investigaciones de fotografías del Ultra Deep Fied  (HUDF) del telescopio Hubble, y de tomas de la cámara infrarroja del laboratorio espacial Spitzer, como también del es0ectómetro infrarroja del Observatorio Europeo del Sur, se detectaron algunas de las más pequeñas, débiles emisoras de luz y compactas galaxias del universo tempranero (aproximadamente 1 mil millones de años después del Big-bang).Estas galaxias son por lo menos cien veces hasta mil veces más pequeñas que nuestra Vía Láctea y una fuerte evidencia para el modelo Bottom-up. Se las pueden considerar como ladrillos de construcción, de los cuales posteriormente se conformaron las grandes galaxias en el correr del desarrollo cósmico. Lo sorprendente es, que Hubble descubrió a estrellas azules, o sea, estrellas jóvenes y calientes, que están transformando Hidrógeno y Helio, gases formados en el Big-bang, en elementos más pesados. Investigaciones con el telescopio Spitzer mostraron empero la ausencia de estrellas que emiten radiaciones en el ámbito infrarrojas, o sea estrellas viejas. Estamos entonces en la presencia de galaxias realimente jóvenes de la primera generación.
Las galaxias en parte están algo estiradas, (ver las ampliaciones)l, lo que indica que ya están interactuando con otras galaxias. Las cifras indicadas abajo especifican el medido corrimiento hacia el rojo. 


Como ya se había indicado arriba las fluctuaciones se forman en los primeros 10 000 años, cuando el cosmos ya es dominado por la materia. Pero la radiación permanece otros 370 000 acoplados a la materia. Hasta este tiempo, probablemente junta a la generación de la materia, también se formó parte de la materia oscura, que fuera de la gravitación no tienen ninguna otra interacción con la radiación. Por esto las fluctuaciones no son alisadas  con el desacoplamiento.  La presión térmica no tiene efecto sobre la materia oscura, no hay nada que se  le opone a la gravitación de estas estructuras. Por esto se pueden desarrollar fluctuaciones de variaciones de densidades mucho más reducidas.

Pequeñas fluctuaciones son las primeras en formarse, con esto tienen el tiempo más largo para desarrollarse. Con el correr del tiempo siguen creciendo. Primero se forman galaxias enanas, galaxias del tamaño de la Vía Láctea recién pudieron comenzar con su desarrollo, cuando el cosmos  tenía una edad de 1 mil millones de años y tenían 1/10 del tamaño actual. Las estructuras primero se componen de halos de materia oscura. Las partículas de materia, con el correr del tiempo irradian su energía, se enfrían y se conglomeran. La gravitación ahora es más grande que la presión térmica y la materia puede condensarse a galaxias. Debido a que el universo aun era relativamente pequeño las jóvenes galaxias estaban apretujadas muy juntas. Influencias interactivas, penetraciones y aglutines a galaxias más grandes estaban a la orden del día. Así  de a poco se forman los sistemas estelares que hoy podemos apreciar en todas su maravilla.

 Clasificación de las galaxias

El primero que clasificó a las galaxias (sin tener algún conocimiento sobre su naturaleza) fue Charles Messier en 1784, quien en su búsqueda por cometas empadronó  103 manchas amarillas (por esto el catálogo de Messier por naturaleza, no sólo contiene galaxias). Estas denominaciones se mantienen hasta ahora. ¿Quién no conoce M 31? ¡La galaxia Andrómeda! Catálogos más grandes fueron entonces el New General Catalogue (NGC) de 1888 como el moderno Third Reference Catalogue of Bright Galaxies.
Ya en 1936, Erwin Hubble propuso un ordenamiento de las galaxias según su aspecto en distintas clases:


Tipo
Denominación
Sub-clase
Descripción
E
Eliptica
E0
Redonda


E1
Levemente
aplanada


E4





E7
Fuerte
aplanamiento
S
Galaxia espiral
Sa
Núcleo
grande


Sb
Núcleo 
mediano


Sc
Núcleo nuy
débil
SB
Espuiral con
viga
SBa
Núcloe con
viga

pronunciada


SBb
Núcleo
débil,
brazos fuertes


SBc
brazos de
forma S
sin núcleo
SO
Lenticular

Forma como S,
sin espirales
SBO
Lenticular

Como SB,
sin espirales
Ir
Irregular

Sistemas
irregulares

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Esta gráfica aclara la clasificación de las galaxias según Edwin Hubble. Aquí no se trata de un esquema de desarrollo, más bien muestra solamente las distintas formas.

Galaxias elípticas


Las galaxias elípticas son esferoides, no muestran brazos ni un disco, apenas tienen materia interestelar en forma de gas o polvo. El tipo E0 es notoriamente redondo.E1 – E6 que son elípticas, están cada vez más aplanadas. Las galaxias elípticas son más rojas, que otros sistemas y se logró determinar, que en su interior no se forman nuevas estrellas. Se componen mayoritariamente de estrellas antiguas, de no más de una masa solar o menos. En efecto, estas galaxias tienen poco gas y están rodeados por un halo. La presencia del gas sólo se puede comprobar mediante observaciones de yayos X, lo que significa, que tiene un temperatura de aprox.  10 millones [K]. Un gas tan caliente no permite la formación de estrellas, ya que la necesaria gravitación para la contracción es anulada debido a la alta energía cinética de las partículas del gas.

 
 Con la gentil autorización de David Malin, Anglo-Australian Telescope

M 87 es una típica galaxia elíptica. Sin embargo esta galaxia gigante tiene una masa 10 veces mayor que nuestra Vía Láctea, también su luminosidad es 10 veces mayor. Pero en cambio, contiene muy poco gas y polvo, y allí no se forman nuevas estrellas. Es notoria la falta de brazos espirales. Las galaxias elípticas se forman de la unión de dos o más galaxias espirales. M 87 se encuentra en medio de un gran cumulo de galaxias, el clúster Virgo.


Las galaxias elípticas forman los sistemas más grandes conocidos, como la arriba mostrada Galaxia M 87. Perola mayoría de las galaxias, son galaxias enanas con solo 10ˆ7 hasta 10ˆ8 veces la fuerza de luminosidad solar, también estas son elípticas.
Las galaxias SO se denominan como lenticulares, es un tipo de transición. Aquí se puede ver un disco y un bulge, pero no materia interestelar. Por esto no presentan estrellas jóvenes ni brazos espirales. 





Galaxias espirales

De entre las galaxias espirales más conocidas, se encuentra la galaxia Andrómeda M31. El núcleo es parecido a los de las galaxias elípticas y se componen principalmente de estrellas antiguas rojas. En el disco se encuentran dos poblaciones de estrellas, una se compone de viejas rojas y la otra, de estrellas jóvenes calientes que brillan en color azul. Además contienen gran cantidad de nubosidades de gas y polvo, lugar de nacimiento de nuevas estrellas. Estas galaxias están rodeadas por halos fuertes y masivos que contribuyen significativamente a la masa total de una galaxia. (Ver también: Materia Oscura)

 El tipo Sa muestra brazos estrechamente envueltos y un bulto  bien pronunciado. Galaxias del tipo Sb tienen brazos más abiertos y un bulto más pequeño, mientras que Sc tienen los brazos bien abiertos y un bulto muy poco acentuado. Subiendo de Sa a Sc se encuentra cada vez más materia interestelar y con esto también estrellas jóvenes. La mayoría de las galaxias luminosas son sistemas espirales, como la ya mencionada galaxia de Andrómeda. Tiene una luminosidad  diez mil millones de veces más potente que la del Sol.


Con la gentil autorización de ESO
(Clic izquierdo para agrandar la imágen)

 
A una distancia  de unos redondos 35 millones de años luz, encontramos un grupo de 3 galaxias espirales en la constelación de Leo, llamado Leo-Triplett, que interactúan entre sí, y que se parecen a nuestra Vía Láctea. En diferentes puntos de vista a la izquierda vemos el plano del disco de la galaxia NGC 3628 en la cual se puede notar claramente las regiones polvorientas. Arriba a la derecha la galaxia M 65 muestra sus brazos espirales al igual como la galaxia M 66 que se encuentra más abajo. Sin embargo, el interés de los astrónomos yace en los objetos borrosos débiles del fondo. Si hace clic en la imagen en otra ventana se abre una vista ampliada allí es fácil visualizar unos objetos lenticulares o medio nebulosos (galaxias muy lejanas). Las estrellas del primer plano corresponden a la Vía Láctea.

 
La toma fue hecha con el nuevo VLT Survey Telescope de 2,6 m del observatorio Paranal/Chile, en combinación con una cámara de 268 mega pixeles OmegaCAM. Con los actuales grandes telescopios sólo  se puede ver una galaxia a la vez, el nuevo telescopio, sin embargo tiene la tarea de examinar el cielo. Y a ser en la búsqueda de enanas marones rojas, planteas, estrellas de neutrones u hoyos negros, en las zonas exteriores de la Vía Láctea. Empero su luminosidad es demasiada débil, para poder ser vistos directamente, pero su comprobación se puede lograr indirectamente mediante el efecto de microlensing.


Galaxias barradas

Al contrario de las galaxias en espiral en las cuales los brazos surgen sin problemas del núcleo y que están contraídos  a él, la galaxias barradas muestran en su centro una barra casi recta, de la cual se proyectan dos brazos opuestos. Entre estas también se cuenta la Vía Láctea. En varias de estas galaxias se obtiene la impresión de que se compone de un núcleo estirado. Se clasifican en los mismos tipos que las galaxias espirales, de a hacia c  donde se le agrega una B por Balken (barra). Desde SBa hacia SBc disminuye  la estrechez de los brazos y el tamaño del bulge. Una característica de todas las galaxias  espirales y barradas es su rotación. Las galaxias elípticas e irregulares no giran.

Con la gentil autorización de Davis Malin, Anglo-Australian Telescope

En esta brillante toma de la galaxia espiral M 83 se ve claramente las espirales saliendo de la barra. Las zonas azuladas son evidencias de la presencia de muchas masivas estrellas jóvenes calientes razón por la cual son azuladas. También son bien reconocibles las áreas oscuras en los brazos que son conformados por materia interestelar.

Galaxias lenticulares

Esta forma de galaxias se parece mucho a las galaxias espirales, más no tiene  brazos. La población estelar es comparable con la de los sistemas elípticos, o sea, mayoritariamente compuestas por estrellas antiguas rojizas. También se hecha de menos nubosidades oscuras como nebulosas gaseosas luminosas. No tienen zonas en las cuales podrían formarse nuevas estrellas. Se sospecha, que estas galaxias o ya gastaron toda su materia interestelar para la producción de estrellas o que lo pidieron con el choque con otra galaxia.

Galaxias irregulares


Este tipo de galaxias no presentan ningún tipo de simetría. Faltan los brazos y tampoco se puede apreciar un núcleo. Se componen de aglomeraciones individuales, a ellos se consideran todos, los sistemas que no son elípticos  ni tiene forma de espiral. Sin embargo contienen una gran cantidad de materia interestelar, por esto se pueden encontrar muchas veces estrellas jóvenes azuladas. Las representantes más conocidas de este tipo son las acompañantes de nuestra Vía Láctea, la pequeña y grande nube Magallánica. 



Con la gentil autorización del Electronic Universe Project

No todas las galaxias muestran una estructura definida. Como aquí M 82 lo muestra en forma ejemplar, que falta la típica simetría. En esta galaxia muchas estrellas jóvenes y calientes envían en  todas las direcciones vientos estelares energéticos, donde están rodeadas de grandes cantidades de  materia interestelar absorbente. Las galaxias irregulares sólo tienen un décimo de la fuerza luminosa que tiene muestra Vía Láctea, su participación  en la existencia total de galaxias es de sólo un pequeño porcentaje.

Galaxias enana

La mini edición de una galaxia se denomina galaxias enanas. Contiene exponencialmente menos estrellas que las grandes ediciones. Las estrellas sólo forman agrupamientos sueltas de estrellas sin una estructura simétricas. A pesar de que son difíciles de encontrar debido a su reducida luminosidad, son las de mayor existencia en el cosmos.
También hemos de nombrar a las llamadas galaxias peculiares Estas son galaxias de forma de anillos o aquellas con un núcleo de forma de un maní, con núcleos múltiples, con núcleos brillantes de forma de estrellas o galaxias con colas de mareas..

Galaxias Seyfert

Galaxias en las cuales la mayor parte de la fuerza luminosa es irradiado por el núcleo, se las llama según su descubridor, C.K. Seyfert. Él descubrió, que en algunas galaxias espirales, se mueve gas caliente, alrededor de su núcleo iluminado de forma de punto, con velocidades de hasta 30 000 [km/s].




En la toma de arriba, la galaxia Seyfert NGC 7742, en la constelación de Pegaso. En su extremadamente activo centro presumiblemente está actuando un hoyo negro.


Estas galaxias se dividen en dos grupos:
Seyfert-I, estas galaxias tienen un núcleo caliente de varios 100 000 [K] y muestran una mayor emisión  de radiaciones en el ámbito de los rayos X, UV e IR. Las galaxias Seyfert II al contrario, irradian mayoritariamente en el campo de las ondas radiales e IR. Además se ha podido determinar que también emiten  radiación de sincrotrón. Ambas tienen en común que deben tener un muy activo y pequeño núcleo (menos de un año luz de diámetro), papa poder crear estas altas emisiones. Esto indica hacia un parentesco con los quásares, en los cuales también actúa como motor un hoyo negro.

Starburst- Galaxias

Se han descubierta a galaxias mediante observaciones de satélites (IRAS. Satélite infrarrojas y HST) que brillan muy fuertes en el campo de la luz IR. Su fuerza luminosa total puede llegar hasta 10ˆ12 veces la luz solar, con lo cual junto a los quásares son parte de los objetos más luminosos del universo. El gran aporte de luz infrarroja de su radiación está basado en la enorme cuota de formación de estrellas (100 masas solares al año), debido a la forma explosiva de la formación de estrellas se las llama Starburst Galaxias.


 Con la gentil autorización de NASA, HST, J. Gallager  (U. Wisconsin-Madison)

En el centro de la galaxia NGC 253 se encuentra  una cuota de formación de estrellas extremadamente alta. En la zona del núcleo se ve la aglomeración de estrellas más grande jamás observada. Ellas están rodeadas de nubes de gas y polvo calientes. La curiosa coloración proviene de la intensiva y energética radiación  de las jóvenes y calientes estrellas como de las nebulosas de reflexión y emisión por ellas exitadas.
 
Un prototipo de estas galaxias es M 82, que debido a su núcleo activo antes se la incluía entre los quásares. M 82 se encuentra en medio de una región rica en gas y polvo intergaláctico, que ahora fluye hacia el interior del núcleo.  Esto, por un lado, es una explicación de  su alta formación de estrellas.


Con la gentil autorización de P. Challis (CfA)

Otra toma de la galaxia M 82.Eolla pertenece a un grupo menor de galaxias a las cuales también se cuenta M 81y NGC 3077.Ella mis es dominante en el grupo pero presumiblemente tuvo un encuentro con M 81.Esta colisión  ha causado la enrome cuota de formación de estrellas, las oscuras zonas  de materia intergaláctica, atestiguan este encuentro.

Muchas galaxias en el pasado han tenido encuentros con galaxias vecinas y las fuerzas de mareas que se hicieron efectivas con esto gatillaron la producción estelar. Y más allá de esto la gran concentración del medio intergaláctico favoreció la formación de estrellas masivas que emiten enormes cantidades de radiaciones y vientos estelares. Esto puede llevar a la conglomeración de latería interestelar y con esto a la formación de nuevas estrellas. También a las estrellas masivas les es deparada solo una vida corta, que encuentra su fin en una supernova. Explosiones como estas también incitan con mucha fuerza el nacimiento de nuevas estrellas.

Radio Galaxias

Radio galaxias irradian, como yal o dice su nombre con especial intensidad en el ámbito de las ondas radiales las radiación sincrotón son originados por procesos cuya conversión de energía debe ser tan alta como la total energía nuclear existente en una galaxia. Lugares de esta actividad son a su vez las zonas centrales de  galaxias elípticas gigantes y la mayoría de las veces es posible evidenciar jets provenientes del núcleo que muchas veces terminan en grandes burbujas. Ejemplos para este tipo de galaxias, que emiten radiaciones radiales por procesos no térmicos son M 87 (Virgo A) y la galaxia gigantes Cygnus A.


Cúmulos de galaxias, súper cúmulos

Como ya se había dicho, una galaxia no aparece sola, generalmente se forman sistema dobles o múltiples (al igual que las estrellas), que se componen de hasta diez objetos individuales. 100 o más galaxias se agrupan para formar un cúmulo (clúster). También nuestra Vía Láctea junto a sus dos galaxias acompañantes (las nubes magallánicas), como la galaxia de Andrómeda, la componente dominante, pertenecen a un sistema como estos, el llamado grupo local. Este abarca a más de veinte objetos individuales de las cuales, sin embargo, son galaxias enanas.


Con la gentil autorización de  W.N. Colley & E. Turner (Princeton), J.A. Tyson  (Lucent Technologies), HST, NASA 

 Esta fotografía del telescopio Hubble muestra un clúster de galaxias denominado CL0024+1654. Todos los objetos amarillos son galaxias que pertenecen a este cúmulo. Esta enorme masa tiene un especial efecto: Ella funciona junto con la materia oscura como un lente gravitacional, al proyectar una imagen múltiple  (azul) de una galaxia que se encuentra detrás de este clúster. Sin este efecto no sabríamos nada de sus existencia.
  Las más conocidas de nuestras vecinas son M 31, la galaxia de Andrómeda con sus dos acompañantes M 32 y NGC 205. Los cúmulos más cercanos son el clúster Virgo y Coma. El primero se compone de más de cien galaxias 8como también de varios miles de galaxias enanas), mientras que el cúmulo Coma se compone de varias miles de galaxias brillantes.

Hoy sabemos que en el cosmos existen estructuras aún más grandes, estos son los clústeres que están integrados en súper clústeres. Un súper clúster como estos se compone de 10ˆ15 masas solares y pueden abarcar hasta seis cúmulos. El tamaño de un objeto como estos, se extienden por  más de 100 [Mpc] esto son 326 millones de años luz (9,5 billones [km], realmente las tenemos que ver aquí con distancias gigantescas): En oposición a los cúmulos, que muestran múltiples concentraciones centrales, los súper cúmulos tiene estructuras parecidas a llamas sin una zona central densa.


  
Con la genbtil autorizacipon de NASA, ESA, M. Trenti (University of Colorado, Boulder, and University of Cambridge, UK), L. Bradley (STScI), and the BoRG team


Materia oscura


Si se calcula la masa de un clúster de galaxias (deducido del movimiento propio) y se suman las masas individuales (deducido de la relación  masa-fuerza luminosa) de todas las galaxias entonces se obtiene  un décimo hasta un 50% de la masa, que debería existir  en base al movimiento. Entre el 50% y 90% de la masa se nos escapa de nuestra observación, por lo cual  se habla de la masa faltante (missing mass). Pero como esta masa debe existir (sino el cúmulo se disolvería), pero no la podemos detectar, se la llama también materia oscura. Hasta hoy no se sabe de que se compone, la búsqueda de su origen es, por lo tanto, uno de los capítulos más emocionantes de la astrofísica y la física de partículas.
 

Si se observa la distribución de las  galaxias en el universo, entonces se ve un cuadro sorprendente: Se ven estructuras reticulares a gran escala. Las galaxias aparecen estar flotando sobre superficies de gigantescas burbujas (voids), mientras que las burbujas mismas no tienen galaxias. Presumiblemente la piedra base de estas estructuras fueron colocadas ya en los momentos prístinos del cosmos durante el Big-bang, cuando las fluctuaciones, arriba descritas, se expandieron y se congelaron con el enfriamiento del universo. Ver: La Historia del Universo – parte 5 

 
Traducido del alemán por A. Gundelach, Mayo 2012, con la gentil autorización de Werner Kasper, Abenteuer Universum

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