Supercúmulo De Virgo

El Supercúmulo de Virgo, o Supercúmulo Local, (en inglés 'Local Supercluster' o LS) 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 (107 millones de 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 observable

Por 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.

Antecedentes

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" (LS1 ) en 1958. (Harlow Shapley, en su libro de 1959 De las Estrellas y los hombres, sugirió que el término metagalaxia.). 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.

Estructura

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.5 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.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.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.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.

Distribución galáctica

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.Una analogía útil que coincide con la distribución observada es la de las burbujas. 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.Largas estructuras filamentosas parecen predominar. Un ejemplo de esto es el Supercúmulo Hidra-Centauro, el más cercana al supercúmulo LS, que comienza a una distancia de aproximadamente 30 Mpc y se extiende a 60 Mpc.

Mapas

Cosmología

Dinámica a gran escala

Desde la década de 1980 ha sido evidente que no sólo el Grupo Local, sino 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).10 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 contra el Fondo Cósmico de Microondas (CMB), la naturaleza de lo que lo está provocando sigue siendo poco conocida.

Materia oscura

La LS tiene una masa total M ≈ 1 x 1015 M solar y una luminosidad óptica total L ≈ 3 x 1012 L solar.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.11 12 (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.

Supercúmulo De Coma

El Supercúmulo de Coma, que también es conocido como Abell 1656, es una pequeña estructura del Universo. Localizado a 300 millones de años luz de la Tierra, esta se encuentra en el centro de la Gran Muralla. El supercúmulo de Coma es el cúmulo masivo de galaxias más próximo, tiene una forma esférica con un diámetro de 20 millones de años luz y contiene más de 3.000 galaxias. Está localizado en la constelación Coma Berenices. Pese a su pequeño tamaño contiene un gran número de galaxias. Estas están localizadas en sus 2 mayores cúmulos de galaxias, en el Cúmulo de Coma y el Cúmulo de Leo. Ha sido uno de los primeros supercúmulos en ser descubiertos y ha ayudado mucho a los astrónomos en su labor para entender la estructura del universo.

Supercúmulo

Los supercúmulos son grandes agrupaciones de pequeños grupos y cúmulos de galaxias, y se encuentran entre las estructuras más grandes del Universo. La existencia de supercúmulos indica que las galaxias en nuestro Universo no están uniformemente distribuidas; la mayoría de ellas se agrupa en grupos y cúmulos, cada grupo conteniendo hasta 50 galaxias y cada cúmulo varios miles de galaxias. Dichos grupos y cúmulos, al igual que otras galaxias aisladas, a su vez forman estructuras más grandes llamadas supercúmulos.

Los supercúmulos varían en tamaño, hasta unos 108 años luz. No se conoce que existan cúmulos de supercúmulos, pero se debate sobre la existencia de estructuras mayores. Entremezclados entre los supercúmulos hay grandes espacios vacíos en los cuales existen pocas galaxias. A pesar de que los supercúmulos son las mayores estructuras confirmadas, el número total de supercúmulos deja aún posibilidades sobre la distribución estructural; el total de supercúmulos en el universo se estima que ronde los 10 millones.

Frecuentemente, los supercúmulos son subdivididos en grupos de cúmulos llamados nubes de galaxias.

Filamento Galáctico

En cosmología física los filamentos, también llamados complejos de supercúmulos o grandes murallas son estructuras largas y delgadas como hilos de las galaxias, mucho más que sus secciones transversales. Las murallas son mucho más amplias, pero más planas que los filamentos. Pueden abarcar 500 millones de Mpc de longitud. Los filamentos permanecen unidos por la gravedad de las galaxias; las partes en las que un gran número de galaxias están muy cerca se llaman supercúmulos.

El descubrimiento de las estructuras más grandes que los supercúmulos se inició en la década de 1980. En 1987 astrónomo R. Brent Tully de la Universidad de Hawai's Instituto de Astronomía identificó lo que llamó la Complejo de Supercúmulos Piscis-Cetus. En 1989, el Gran muralla de Coma fue descubierto,seguido por la Gran Muralla Sloan en 2003.

En 2006, los científicos anunciaron el descubrimiento de tres filamentos alineados que formaban la estructura más grande conocida por la humanidad,compuesto de galaxias densas y manchas enormes de gases conocidas como manchas Lyman alfa.

Filamentos y murallas conjeturadas

Muralla del Centauro

Conjetural, pero podría contener parte de la muralla de Fornax y el Supercúmulo de Centauro. También hay una sugerencia de que el Supercúmulo de Centauro y el supercúmulo Local o supercúmulo de Virgo, podría ser parte de este muro, con lo cual se denominaría la Muralla Local o Gran Muralla Local.

Gran Atractor, o Muro de Norma

Otro objeto sugerido para representar el Gran Atractor. Éste incluiría el Cúmulo de Norma.

Otras

Una muralla se ha propuesto, en el año 2000, en una posición de z=1,47 en las cercanías de la galaxia de radio 0003 B3 387.
En el año 2000 se propuso una muralla en la posición z=0,559 al norte del Campo Profundo del Hubble (HDF del Norte).

Formación de los filamentos y murallas de galaxias

El Modelo Estándar no puede dar cuenta de esas grandes estructuras. Se cree que la materia oscura dicta la estructura del Universo en la más grande de las escalas. La materia oscura atrae gravitacionalmente la materia bariónica, y es en esta materia normal en la que los astrónomos ven la formación de filamentos largos y delgados, y las paredes de súper-racimos galácticos.

Mapa de las Murallas de galaxias cercanas

El Universo a menos de 500 millones de años luz, que muestra las paredes galaxias más cercana

Laniakea

Laniakea es el supercúmulo de galaxias al que pertenece nuestra galaxia, la Vía Láctea, y por lo tanto también el Sistema Solar y la Tierra.Ha sido definido en septiembre de 2014, cuando astrónomos de la Universidad de Hawái liderados por Brent Tully,publicaron una nueva forma de definir el término de supercúmulo conforme a las velocidades relativas de las galaxias. El nombre significa en hawaiano "Cielos inconmensurables".

Se ha cuantificado la existencia en este supercúmulo de 100.000 (cien mil) galaxias con 10.000.000.000.000.000 (diez mil billones) estrellas en total y con 100 000 000 000 000 000 (cien mil billones) masas solares. Se trata de uno de los seis millones de supercúmulos que se calculan puedan existir en nuestro universo detectable. Laniakea posee un tamaño aproximado de 160 Mpc o 520 millones de años-luz, lo que hace que sea casi un 4 % del total del universo observable.

El nombre de Laniakea ha sido propuesto por David Nawa’a Napoleon, profesor de lengua hawaiana en la Universidad de Hawái, para la denominación del supercúmulo local.

Gran Atractor

El Gran Atractor es una anomalía gravitatoria, del espacio intergaláctico, en el centro del supercúmulo de Virgo, que arrastra las galaxias a lo largo de una región de millones de años luz.

Todas estas galaxias presentan un desplazamiento al rojo, de acuerdo con la Ley de Hubble, como si se alejasen de nosotros, pero las variaciones en su desplazamiento al rojo son suficientes para revelar la existencia de una concentración de masa equivalente a decenas de miles de galaxias. De hecho, existen galaxias que se encuentran justo detrás de esa zona hipermasiva que debido a la colosal atracción gravitatoria ejercida sobre las mismas presentan un corrimiento al azul.

Localización

Los primeros indicios de una desviación de la expansión uniforme del universo se conocieron en 1973 y nuevamente en 1978. La ubicación del Gran Atractor se determinó finalmente en 1986, y se sitúa en un lugar a una distancia de entre 150 y 250 millones de años luz (entre 47 y 79 megaparsecs) (esta última es la estimación más reciente) de la Vía Láctea, en dirección de la constelación Triangulum Australe (Triángulo Austral) y la constelación Norma (La escuadra del carpintero).Mientras que los objetos en esa dirección se encuentran en la Zona vacía (la parte del cielo nocturno oscurecida por la Vía Láctea) y son, por lo tanto, difíciles de estudiar con longitudes de onda visibles, observaciones con rayos X han revelado que la región del espacio está dominado por el cúmulo de Norma (ACO 3627),un cúmulo masivo de galaxias, muchas de las cuales están colisionando con sus vecinas y emiten grandes cantidades de ondas de radio.

Debate sobre su masa aparente

En 1992, gran parte de la señal aparente del Gran Atractor se atribuyó al efecto del Sesgo de Malmquist.En 2005, los astrónomos llevaron a cabo un estudio de rayos X de una parte del cielo conocida como la Zona vacía (CIZA), el cual informó de que el Gran Atractor en realidad tenía sólo una décima parte de la masa que los científicos habían calculado originalmente. El estudio también confirmó las teorías anteriores de que la Vía Láctea en realidad está siendo atraída hacia un grupo mucho más masivo de galaxias cercanas al Supercúmulo de Shapley, que se encuentra más allá del Gran Atractor.

El flujo oscuro

El Flujo oscuro es una tendencia de velocidad de las galaxias a moverse en una dirección que se pensaba era causada por el Gran Atractor, pero ahora las teorías apuntan hacia «afuera» del universo observable. Estos descubrimientos fueron publicados en el 2008 y todavía son objeto de debate.

Gas Intracúmulo

En astronomía, el Gas Intracúmulo o ICM ( por su abreviación en inglés ) es el plasma supercaliente presente en el centro de un cúmulo de galaxias. Este gas se calienta a temperaturas del orden de 10 a 100 megakelvins y está compuesto principalmente de hidrógeno y helio ionizado , siendo el contenedor de la mayoría del material bariónico en el cúmulo. El ICM emite fuertemente radiación de rayos X.

Calentamiento

El ICM se calienta a altas temperaturas por la energía gravitacional liberada por la formación de la agrupación de estructuras más pequeñas. La energía cinética adquirida en el campo gravitacional se convierte en energía térmica por choques. La temperatura máxima se asegura de que los elementos presentes en el ICM son ionizados. Los elementos ligeros en el ICM tienen todos los electrones separados de sus núcleos.

Composición

El ICM se compone principalmente de bariones ordinarios (principalmente hidrógeno y helio ionizado). Este plasma está enriquecido con elementos pesados​​, como el hierro. La cantidad de elementos pesados ​​en relación con hidrógeno (conocido como metalicidad en la astronomía) es más o menos una tercera parte del valor en el sol. La mayoría de los bariones en el cúmulo (80-95 %) residen en el ICM, en lugar de en la materia luminosa, como las galaxias y las estrellas. Sin embargo, la mayor parte de la masa de un cúmulo de galaxias se compone de la materia oscura.Aunque la ICM en general contiene la mayor parte de los bariones de un cúmulo , no es muy densa , con valores típicos de 10-3 partículas por centímetro cúbico. El recorrido libre medio de las partículas es de aproximadamente 1016 m, o cerca de un año luz.

El fuerte campo gravitatorio de cúmulos significa que pueden retener incluso elementos creados en supernovas de alta energía. El estudio de la composición de la ICM en corrimiento al rojo variable (que resulta en mirar en diferentes puntos atrás en el tiempo), puede dar un registro de producción de elementos en el universo si son típicos.

Observación

Como el ICM es tan caliente, emite principalmente radiación de rayos X por el proceso de radiación de frenado y, las líneas de emisión de rayos X de los elementos pesados​​. Estos rayos X se pueden observar usando un telescopio de rayos X. Dependiendo del telescopio, se pueden hacer mapas de la IC (la emisión de rayos X es proporcional a la densidad de la ICM al cuadrado), y se pueden obtener los espectros de rayos X. El brillo de los rayos X nos habla de la densidad del gas. Los espectros permiten que la temperatura y la metalicidad de la ICM sean medidos.

La densidad de la ICM se eleva hacia el centro de la agrupación con un pico fuerte. Además, la temperatura de la ICM normalmente cae a 1/2 o 1/3 del valor exterior en las regiones centrales. La metalicidad se eleva desde la zona exterior hacia el centro. En algunos grupos (por ejemplo, el cúmulo de Centauro) la metalicidad del gas puede elevarse por encima de la del sol.