¿Cómo pesamos un cúmulo de galaxias?

A principios de noviembre, científicos de la NASA anunciaron el descubrimiento de un nuevo cúmulo de galaxias, en una zona muy remota del Universo. El cúmulo recibió el nombre MOO J1142+1527, que proviene de las siglas de Massive Overdense Object (Objeto Masivo Superdenso) y las coordenadas del objeto en el cielo.

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Las galaxias rojas en el centro de la imagen conforman el cúmulo MOO J1142+1527. Esta imagen fue obtenida con el telescopio espacial Spitzer. El color azul del fondo es debido a la obtención de imágenes a distintas longitudes de onda para obtener este resultado final. Imagen vía NASA.

Este cúmulo se ubica a 8.5 mil millones de años luz de distancia. La distancia a la que se encuentra un objeto astronómico no sólo nos habla de su ubicación, sino también de su edad. Como la luz viaja, valga la redundancia, a la velocidad de la luz que es el límite de velocidad en el Universo, si observamos un objeto a 8.5 mil millones de años luz de distancia, esa luz ha tardado esos mismos 8.5 mil millones de años en llegar a nosotros. Es decir, no estamos observando el cúmulo como es en la actualidad, sino como era 8.5 mil millones de años atrás. Esto ocurre con cualquier objeto que observemos en el Universo, y es algo de lo que no podemos huír, ya que simplemente se debe a que la luz debe tener el tiempo suficiente para viajar, desde los objetos lejanos, hasta nosotros. Incluso con el Sol, algo tan cotidiano, ocurre este efecto: el Sol está a 8 minutos luz de distancia, es decir, la luz tarda 8 minutos en llegar desde el Sol hasta la Tierra. Si el Sol se apagara en este preciso instante, nos tomaría 8 minutos darnos cuenta.

Este cúmulo es interesante por ser uno de los más lejanos detectados hasta ahora. Por la relación que comentamos arriba entre distancia y edad, al ser uno de los objetos más lejanos en el Universo, también es uno de los más jóvenes. Pero esa no es la única novedad: el cúmulo es además enormemente masivo, equivalente a 10.000 galaxias como Vía Lactea. Los científicos del paper señalan que es uno de los 5 cúmulos galácticos más masivos detectados en esa región del Universo.

Con distintos telescopios, podemos observar este cúmulo de varias maneras y obtener mucha información sobre su forma y tamaño. Pero… ¿cómo podemos determinar que es masivo? ¿Cómo pesamos un cúmulo de galaxias?

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Pesando galaxias

Cuando compramos pan, o verduras, los ponemos sobre una balanza para deteminar cuánto pesan, lo que es equivalente a determinar cuánta masa tienen: el peso es el reflejo de cómo la masa de un objeto es afectada por la fuerza de gravedad.

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La masa no es lo mismo que el peso: el peso refleja cómo la masa de un objeto es afectada por la fuerza de gravedad. Sin embargo, si conocemos uno, podemos conocer el otro.

En el caso de las galaxias, la cosa no es tan simple como ponerlas sobre una balanza. Sin embargo, existen varios métodos para determinar su masa, y estos cálculos de la masa de las galaxias llevaron al descubrimiento de la materia oscura. Vamos a revisar estos métodos:

Método 1: La velocidad radial

Este fue uno de los primeros métodos empleados para “pesar” galaxias. Fue utilizado en 1933 por Fritz Zwicky para medir la masa de las galaxias en el Cúmulo de Coma.

Este método se basa en medir la velocidad radial de las galaxias. La velocidad radial podemos pensarla como la velocidad con que la galaxia se mueve, vista desde la Tierra. Esta velocidad radial se mide (tanto para galaxias como para planetas y estrellas) utilizando el efecto Doppler: si la galaxia se está alejando de nosotros, vemos que su longitud de onda tiene un desplazamiento hacia regiones más rojas del espectro electromagnético. Si se está acercando, vemos un desplazamiento hacia el azul. Estas variaciones de la longitud de onda de la luz de la galaxia son medidas con un espectrógrafo, y eso nos permite determinar las variaciones de su velocidad radial.

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Cuando un objeto, en su órbita, se aleja de nosotros, vemos que su luz se vuelve un poco más roja: su longitud de onda se desplaza hacia el rojo en el espectro electromagnético. Cuando el objeto se acerca, el desplazamiento es hacia el azul. En el espectro de la derecha se nota a lo que nos referimos con desplazamiento: la banda horizontal del centro es la luz de la estrella como si estuviese quieta. La banda de arriba muestra que las líneas negras (la “firma química” de la estrella) se mueven hacia la derecha, o hacia el rojo, con respecto a la banda del centro. En la banda inferior, el desplazamiento de las líneas negras es hacia el azul. Imagen vía NASA.

Cuando conocemos la velocidad radial promedio de una galaxia, podemos asociarla con la masa de ésta utilizando el llamado Teorema del Virial, que justamente relaciona la velocidad radial de un objeto con su masa. De esa forma hemos “pesado” una galaxia, sólo midiendo su velocidad. Si hacemos esto para cada galaxia individual que podamos observar del cúmulo, podemos determinar la masa total de éste.

Método 2: Lentes gravitacionales

Los lentes gravitacionales corresponden a un efecto teorizado en principio por Albert Einstein en su Teoría de la Relatividad. Este efecto se genera cuando la luz de un objeto brillante es deformada, debido a la presencia de un objeto muy masivo en su camino. La luz no es inmune al efecto gravitacional de un objeto masivo, y es curvada por el:

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Esquema de cómo una galaxia puede curvar la luz de un quásar mucho más lejano, generando así lentes gravitacionales (mostrados aquí como Imagen A e Imagen B). Vía NASA.
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Un ejemplo muy notorio de lentes gravitacionales: el cúmulo de galaxias del centro de la imagen curva la luz de una galaxia mucho más lejana, de color azul, que se encuentra millones de años luz atrás. La luz de dicha galaxia es curvada por el cúmulo, produciendo arcos azules a su alrededor. Imagen vía Physics Central.

Cuando observamos los lentes gravitacionales generados por un objeto brillante conocido, por ejemplo un cuásar, se puede determinar la masa del objeto que curvó su luz. Esto también fue predicho por Zwicky en 1937, pero no fue hasta 1979 cuando el efecto de lentes gravitacionales se detectó por primera vez, y desde los años 90 se utiliza para estimar la masa de cúmulos de galaxias. Sin embargo, es un método difícil de utilizar, ya que requiere de una configuración bien determinada entre nosotros en la  Tierra, el cúmulo de galaxias que se quiere medir, y un objeto brillante detrás.

Método 3: Rayos X

Los cúmulos de galaxias poseen, en su interior, mucho gas ionizado a alta temperatura, lo que suele llamarse medio intracúmulo. Este gas se encuentra a temperaturas que van desde los 100 mil hasta los 10 millones de grados Kelvin, lo que hace que emitan mucha radiación en forma de Rayos X. En un caso similar al de las velocidades, si podemos medir la radiación de Rayos X de un cúmulo, y cómo esta emisión se distribuye por el cúmulo completo, podemos estimar la masa de este. Mediante la aplicación de ciertas fórmulas matemáticas, la medición de los Rayos X se transforma en una medición de la masa del cúmulo.

Método 4: El efecto Sunyaev-Zel’dovich

El efecto Sunyaev-Zel’dovich (o efecto SZ) es uno de los métodos más nuevos para medir la masa de los cúmulos galácticos, y también uno de los más complicados de utilizar. Se basa en estudiar las variaciones del Fondo Cósmico de Microondas, o CMB por sus siglas en inglés.

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El Fondo Cósmico de Microondas, o CMB, obtenido con nueve años de datos de la misión WMAP. Las variaciones de color están dadas por variaciones de temperatura realmente mínimas, pero cuyo color se exagera para visualizar mejor la información. Imagen: NASA vía Wikimedia Commons.

El CMB es una forma de radiación que cubre todo el Universo. Es por eso que se le llama fondo cósmico: donde sea que miremos en el Universo, esta radiación está presente. Se cree que este fondo es radiación residual del Big Bang.

Cuando un fotón salido el CMB pasa por un cúmulo de galaxias, el mismo medio intracúmulo del que hablábamos en el caso de los Rayos X le traspasa algo de energía a ese fotón. Eso genera que la zona del CMB de donde el fotón salió parezca tener mayor temperatura que el promedio del CMB. La temperatura del CMB es casi totalmente homogénea (unos 2.75 K), por lo que las variaciones en esta temperatura probablemente se deban a la presencia de un cúmulo de galaxias en la dirección correspondiente. Esta interacción entre un fotón del CMB y un cúmulo de galaxias es lo que se llama efecto Sunyaev-Zel’dovich.

El cambio de temperatura en las mediciones del CMB que produce este efecto puede medirse, y a través de una serie de ecuaciones, puede utilizarse también para determinar la masa del cúmulo. Lo que lo hace complicado es que las mediciones de variaciones del CMB deben ser muy exactas.

El peso de las galaxias y la materia oscura

Como mencionamos más arriba, la aparición de estas técnicas para medir la masa de las galaxias y de los cúmulos de galaxias fue lo que llevó al descubrimiento de la materia oscura.

La materia oscura es un tipo de materia que no puede ser observada por nuestros telescopios, ni por ningún otro instrumento, pero se sabe que existe alrededor de las galaxias y cúmulos de galaxias.

Fritz Zwicky, al ser el primero en medir la masa de un cúmulo de galaxias utilizando la velocidad radial, fue también el primero en inferir la existencia de la materia oscura. Zwicky observó el cúmulo galáctico Coma y realizó estimaciones de la masa que este debía tener, ya que sabía cuántas galaxias había, aproximadamente, en el cúmulo, y también poseía estimaciones de la masa promedio de una galaxia basadas en el número de estrellas que contienen. Sin embargo, cuando Zwicky midió la masa del cúmulo, obtuvo que esta era decenas de veces mayor de lo estimado. El error no podía ser sólo de cálculo: las velocidades radiales de las galaxias del cúmulo eran tan grandes, que si no fuera porque realmente toda la masa calculada está ahí, ya habrían salido disparadas del cúmulo. Zwicky postuló que debía existir algún tipo de materia invisible dentro del cúmulo de galaxias.

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Asi se vería el cúmulo galáctico CL0024+17, si pudiésemos ver la materia oscura. Toda la zona azul corresponde a esta materia misteriosa. Imagen: NASA vía Wikimedia Commons.

Desde el trabajo de Zwicky, a principios de los años 30, todas las observaciones de cúmulos de galaxias han arrojado los mismos resultados: la masa medida es varias veces mayor que la masa estimada a partir del número de galaxias que contienen. Con esto, los astrónomos han concluído que las galaxias parecen tener un enorme halo de materia oscura a su alrededor, extendiéndose por un área bastante mayor que la observable. Además, esta materia oscura existe entre las galaxias en los cúmulos.

¿Qué es la materia oscura? Por ahora, sigue siendo un misterio. Se sabe que no está formada por los mismos elementos que la materia normal (o materia bariónica), y que conforma aproximadamente un 27% del Universo. La materia normal y observable –todas las estrellas, planetas, galaxias, nebulosas, todo lo que podemos observar en el Universo– corresponde sólo a un 5% de éste. El aproximado 70% restante parece ser energía oscura, otra forma de energía desconocida e inobservable, pero cuyos efectos parecen estar detrás de la expansión acelerada del Universo.

Links de interés

Whopping Galaxy Cluster Spotted with Help of NASA Telescopes — NASA
How to weigh a galaxy cluster — Symmetry Magazine
What is Dark Matter? — CFHLenS, the Canada-France-Hawaii Lensing Survey

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