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¿Siempre lo mismo? Cúmulos de galaxias a lo largo de la historia

Presentando…¡Cúmulos de galaxias y rayos X!

Hemos recorrido un largo camino desde los años 30, cuando la expresión “cúmulo de galaxias” fue usada por Fritz Zwicky por primera vez en relación a la presencia de materia oscura en el cúmulo de Coma. Los progresos en astrofísica de multi-banda nos han permitido sondear las distintas componentes de estos cúmulos con distintos telescopios. Por ejemplo, las galaxias con formación estelar y formación de cúmulos pueden observarse usando telescopios ópticos, porque la luz emitida por las estrellas tiene aproximadamente la misma energía que observamos en el Sol. Algunas de estas galaxias son muy “rojas”, no tienen formación estelar pero sí mucho polvo cósmico, que puede observarse a través de telescopios infrarrojos. El astrobito de hoy trata sobre el espacio entre galaxias dentro de un cúmulo, el llamado medio intra-cúmulo (ICM por sus siglas en inglés), y sus emisiones.

El ICM de un cúmulo de galaxias está lleno de gas o plasma de electrones libres y protones. Este medio alcanza temperaturas de orden 107 a 108 K y emite luz en forma de rayos X. Esto ocurre debido a un fenómeno conocido como Bremstrahlung o “emisión libre-libre”. Las observaciones de cúmulos de galaxias en rayos X son cruciales para entender cómo el gas del cúmulo evoluciona en el tiempo y cómo afecta a la formación y evolución de galaxias masivas dentro de cúmulos. Además, el efecto de los núcleos galacticos activos (AGN por sus siglas en inglés), que calienta el ICM, también se puede analizar a traves de estudios de rayos X, usando telescopios como el XMM-Newton y Chandra.

Fig 1. Imagen de un mapa del CMB producido por el telescopio SPT. Esta pequeña región de 50 grados cuadrados muestra las fluctuaciones de temperatura del CMB, pequeñas fluctuaciones brillantes provinientes de galaxias con alta cantidad de polvo, y las regiones oscuras corresponden al efector Sunyaev-Zel’dovich de cúmulos de galaxias.

Buscando cúmulos distantes

Esto es más dificil decirlo que hacerlo. Sabemos mucho acerca de los cúmulos cercanos a través de los telescopios de rayos X, pero encontrar cúmulos lejanos que emitan rayos X es bastante difícil. Esto se hizo más sencillo a una vez surgieron los telescopios de sub-mm (diseñados para observar el fondo cósmico de radiación – CMB por sus siglas en inglés), tales como el South Pole Telescope (SPT) o Planck. Estos telescopios detectan cúmulos de galaxias a través de su efecto sobre los fotones del CMB (el conocido como efecto Sunyaev-Zel’dovich. Este efecto permite que la detección de cúmulos sea independiente de la distancia al cúmulo.

El proceso para estudiar estos cúmulos es el siguiente:

Paso 1: Detectar perturbaciones en los mapas de temperatura del CMB causadas por cúmulos de galaxias a través del efecto Sunyaev-Zel’dovich. Esto es parecido a detectar sombras que distorsionan la luz.

Paso 2: Apuntar nuestro telescopio de rayos X a estas perturbaciones para observar la emisión de rayos X del ICM.

Paso 3: Hacer una lista de estos cúmulos y estudiar la emisión en rayos X del ICM en función de la distancia (y por tanto en función del tiempo, ya que los cúmulos más lejanos son observados tal y como eran cuando los fotones que detectamos fueron emitidos).

 

Esto es precisamente lo que han hecho los autores del artículo de hoy.

Evolución del ICM

Fig 2. Diagrama de masa frente a redshift para los cúmulos considerados en el artículo de hoy. La banda naranja corresponde a la predicción teórica de la evolución de cúmulos. Esto implica ue los cúmulos a alto redshift (estrellas negras) podrían facilmente ser los ancestros de los cúmulos cercanos (cuadrados azules), con masas mucho mayores.

McDonald et al. presentan el primer análisis de rayos X de 8 cúmulos de galaxias (con masas del orden de ~2-4 1014 masas solares) los  redshifts superiores a 1.2, que fueron detectados con el telescopio SPT, y que complementa los estudios termodinámicos hechos por la misma colaboración para cúmulos cercanos. Esto les permite describir la evolución del ICM desde redshifts 1.9 a redshift 0 (es decir, ¡desde el momento en el que el universo “sólo” tenía 3000 millones de años de edad!). En particular, estan interesados en buscar similitudes entre cúmulos lejanos y cercanos, y no sólo si son parecidos, sino si los cúmulos lejanos pueden entenderse como versiones más jóvenes de los cercanos. Llamaremos a esta propiedad “auto-similaridad” – los cúmulos jóvenes menos masivos acretan materia, se enfrian y se convierten en los cúmulos masivos que observamos hoy en día.

Los autores encontraron que los centros de los cúmulos, llamados “núcleos fríos”, no muestran ninguna evolución significativa en la densidad del ICM. Sin embargo, más lejos de este núcleo (a un ~20% del radio del cúmulo – se observa que los cúmulos lejanos y cercanos tienen densidades auto-similares. En base a su análisis, los autores proponen un modelo en el que los núcleos fríos se forman a redshifts >1.5 y su tamaño, y densidad permanecen constantes aproximadamente. El resto del cúmulo, sin embargo, sigue acretando materia y creciendo en tamaño y masa. Esto es posible si hay un AGN gigante en el centro de estos cúmulos que recalienta todo el gas frío que podría caer en su centro. Este ciclo de enfriamiento y recalentamiento parece ser extremadamente regular, igual que un termostato a temperatura constante. Esto explica que se preserve la densidad en torno a los nucleos fríos, pero no en el resto del cúmulo.

Fig 3. (a) Densidad absoluta de gas en función de la distancia al centro para los 8 cúmulos estudiados en el artículo de hoy. A distancias pequeñas hay diferencias considerables entre distintos cúmulos. A distancias mayores, las afueras de los cúmulos parecen auto-similares. (b) Resultado similar comparando cúmulos a diferentes redshifts (o épocas).

Espera un momento… ¡¿cómo?!

¡Esto es muy importante! El trabajo de este artículo indica que los cúmulos lejanos son probablemente los progenitores de los cercanos (asumiendo que haya habido suficiente tiempo para que evolucionen acretando materia). Los centros de los cúmulos parecen ser impasibles frente al caos que les rodea, y esto es independiente de cómo de “relajadas” o “perturbadas” sean las formas de estos cúmulos, o de cuántas galaxias estén uniéndose a ellos.

Este tipo de estudios nos permiten alcanzar regímenes en los que podemos conectar la física del núcleo de los cúmulos con sus alrededores, los cuales son extremeadamente difíciles de replicar en las simulaciones hidrodinámicas hoy en día. Con la construcción de nuevos telescopios ópticos, de rayos X, sub-mm, la precisión con la que podremos determinar estas propiedades ¡sólo puede mejorar!

Fig 4. Asimetría de fotones (una forma de cuantificar la perturbación en la forma del cúmulo) frente a densidad de electrones en los cúmulos de galaxias considerados en el artículo de hoy. Las estrellas negras corresponden a los 4 cúmulos nuevos de SPT. Esta figura prueba que no hay ningun sesgo en esta nueva muestra, y que los cúmulos cubren el rango típico de estas dos cantidades.

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