Els cúmuls de galàxies. Consideracions generals
L’Univers està format per galàxies i matèria fosca, una part important de la seva massa que no es detecta. Entre els nombrosos cúmuls i grups de galàxies que comprèn l’Univers visible hi ha les galàxies Antena de la imatge.
NASA, ESA, SAO, CXC, JPL-Caltech i STScl.
Els elements constitutius de l’Univers visible a gran escala són les galàxies. Al seu torn, les galàxies, com ara la Via Làctia, són compostes per estrelles, pols i gas. Aquest darrer component pot ser atòmic o molecular, i en qualsevol dels dos casos es pot trobar ionitzat o en estat neutre. D’altra banda, hi ha proves prou sòlides que indiquen que, a més de la matèria visible que s’observa, a les galàxies hi ha una part important de la seva massa que no es detecta i que s’anomena matèria fosca, la naturalesa de la qual és encara desconeguda. Aquesta concepció d’un Univers format per galàxies i per matèria fosca és relativament nova.
Una mica d’història
Al principi del segle passat es pensava que tots els continguts de l’esfera celeste, tant els estel·lars com els nebulosos, pertanyien a una única vasta agregació, la Via Làctia. Sempre pensant que formaven part d’una mateixa agregació, els objectes nebulosos coneguts aleshores s’havien catalogat en diferents llistes, entre les quals cal esmentar el catàleg de Messier i el New General Catalogue (NGC). El primer fou compilat per l’astrònom francès Charles Mes sier (1730 – 1817), que en va publicar un primer recull l’any 1770 i un darrer, el 1781. Amb l’objectiu de no confondre’s en la recerca de cometes, Messier va llistar 110 objectes d’aspecte nebulós, que actualment se sap que corresponen majoritàriament a galàxies, però també a cúmuls globulars, cúmuls oberts, romanents d’explosions de supernova, nebuloses d’emissió, nebuloses planetàries, etc. Els elements d’aquest catàleg es designen amb la lletra M i un número correlatiu de l’1 al 110, i són els objectes predilectes dels astrònoms afeccionats; fins i tot s’organitzen maratons Messier amb l’objectiu de visua litzar-ne el màxim nombre durant una nit d’observació. L’altre catàleg esmentat, el New General Catalogue (NGC), fou publicat el 1880 per l’astrònom danès Johann Louis Emil Dreyer (1852 – 1926) i recull les observacions dels astrònoms Friedrich Wilhelm Herschel (1738 – 1822) i el seu fill John Frederick William (1792 – 1871).
William Parsons, comte de Rosse, va dur a terme nombroses observacions astronòmiques amb el seu telescopi reflector, i va descobrir que hi havia nebuloses en forma d’espiral, com la M51, que va dibuixar en una de les seves obres.
Parsons, 1926.
El 1845 l’astrònom irlandès William Parsons (1800 – 1867), conegut també com comte de Rosse o lord Rosse, va dibuixar unes quantes nebuloses identificades fins aleshores des del seu castell de Birr, i va quedar palès que tenien forma d’espiral. Aleshores lord Rosse disposava del telescopi més gran del món, l’anomenat Leviathan de Parsonstown, un aparell reflector d’1,8 m de diàmetre. Assegut al focus primari d’aquest telescopi, lord Rosse va dibuixar les galàxies M51 i M99 i va determinar la seva inequívoca estructura en espiral. La qüestió de si les nebuloses espirals formaven o no part de la Via Làctia va ser el tema central de l’anomenat Gran Debat que tingué lloc al Museu d’Història Natural de Washington el 26 d’abril de 1920 entre els astrònoms nord-americans Harlow Shapley (1885 – 1972) i Heber Doust Curtis (1872 – 1942). El primer defensava la posició de l’astronomia oficial: tot el que es veu al cel forma part d’una única i vasta agregació; el segon sostenia que les aleshores anomenades nebuloses espirals eren altres galàxies, com la Via Làctia, però molt més allunyades. A aquestes galàxies distants les anomenava univers illa, fent ús del terme que havia encunyat el filòsof i científic alemany Immanuel Kant (1724 – 1804) cent seixanta-cinc anys enrere. El debat quedà resolt pocs anys després, quan el també astrònom nord-americà Edwin Powell Hubble (1889 – 1953) demostrà que les distàncies a què es trobaven algunes d’aquestes nebuloses espirals (en concret la M31 i la NGC6822) eren molt més grans que el diàmetre de la Via Làctia. Es tractava, doncs, d’objectes extragalàctics i aviat van començar a ser considerats les autèntiques cèl·lules que constituïen el teixit còsmic.
La classificació de les galàxies
Diagrama de la forqueta de Hubble que classifica les galàxies per la forma.
Característiques principals dels diferents tipus morfològics de galàxies.
J. Cepa (IAC) i A. Fernández-Soto (IFCA)
L’any 1926 Edwin Powell Hubble va presentar una classificació de les galàxies per tipus morfològics. Posteriorment, en un llibre que publicà l’any 1936 i que portava per títol El regne de les nebuloses (The Realm of Nebulae), el mateix Hubble presentà un diagrama en forma de forqueta on es visualitzava aquesta classificació, que és la que es fa servir encara actualment. A més de les galàxies espirals, semblants a la Via Làctia, avui se sap que n’hi ha d’el·líptiques.
Tipus de galàxies. A dalt, la galàxia el·líptica M87, una galàxia gegant del cúmul de la Verge que és fàcil d’observar fins i tot amb telescopis d’afeccionat. Al mig, la galàxia espiral barrada NGC1300, on la barra que travessa el nucli sembla que és creada per inestabilitats del disc. A baix, la galàxia irregular M82, sense una estructura identificable, que queda fora de la classificació de Hubble. Es considera que la major part de les galàxies irregulars havien estat espirals o el·líptiques i van perdre la forma a causa de forces de marea gravitatòries.
NASA / ESA / Hubble Heritage Team (STScl/ AURA); R. Gendler.
Les galàxies el·líptiques són el·lipsoïdals o esferoïdals, tenen una brillantor superficial força homogènia, no presenten estructures marcades i la seva població estel·lar és rogenca i envellida. A més, a les galàxies el·líptiques és patent l’absència de quantitats importants de gas i pols, que sí que són presents a les galàxies espirals. Sempre d’acord amb la classificació de Hubble, les galàxies ellíptiques es distribueixen en set tipus diferents, segons quina sigui l’elongació de la imatge de la galàxia projectada sobre el pla del cel. Les galàxies el·líptiques de tipus E0 són circulars, i a mesura que s’incrementa el grau d’el·lipticitat es classifiquen com a E1, E2, etc., i així successivament fins a la categoria E7.
Pel que fa a les galàxies espirals, són formades per una prominència nuclear o bulb, d’estructura semblant a la d’una galàxia el·líptica, i per un disc aplanat d’estrelles, gas i pols. En el disc hi poden destacar unes bandes arquejades en forma de braços espirals. Si la galàxia té disc però no té braços espirals, es diu que és una galàxia lenticular o S0. Les galàxies espirals i lenticulars poden ser de dos tipus: normals o barrades. En les barrades el nucli galàctic és travessat per un barra central d’estrelles, gas i pols.
Finalment, les galàxies que no presenten cap tipus de simetria s’anomenen galàxies irregulars. Relativament a prop de la Terra hi ha dues galà xies irregulars que fins i tot es poden veure a ull nu des de l’hemisferi sud: el Gran Núvol de Magalhães i el Petit Núvol de Magalhães.
Agrupacions de galàxies
Normalment, les galàxies no es troben aïllades en l’Univers. La gravetat les fa “sociables", és a dir, tendeix a reunir-les en grups i cúmuls. Els grups són constituïts per tan sols unes quantes desenes de membres, com a màxim una cinquantena, mentre que els cúmuls són formats per més de 50 galàxies, i els més rics en poden contenir milers.
El Grup Local
Representació esquemàtica del Grup Local de galàxies on s’aprecien les tres galàxies espirals dominants i les galàxies nanes que les orbiten.
A partir de la R. Bwell, 2006.
La Via Làctia no és una excepció; no es troba aïllada d’altres galàxies veïnes, sinó que forma part d’un conjunt d’unes 40 galàxies que s’anomena Grup Local. L’extensió d’aquest grup és d’uns 10 milions d’anys llum. Al Grup Local destaquen tres galàxies que són força més grans que la resta: la Via Làctia, la galàxia d’Andròmeda o M31 i la galàxia del Triangle o M33 (que també es coneix com galàxia del Molinet, bé que aquest nom es reserva, més apropiadament, per a una altra galàxia que no pertany al Grup Local, la M101). Totes tres són galàxies espirals amb un disc ben definit format per uns braços espirals on abunden les regions en què s’estan formant estrelles. Andròmeda és la més massiva –és aproximadament un 50% més lluminosa que la Via Làctia–, mentre que la galàxia del Triangle o M33 és la més petita. La resta de galàxies que formen el Grup Local són molt més petites que la Via Làctia. En realitat són galàxies nanes que es mouen com a satèl·lits al voltant de les tres més grans, o bé orbiten entorn del centre de masses comú de tot el sistema. Per exemple, els núvols de Magalhães són satèl·lits de la Via Làctia, mentre que les galàxies M32 i M110 (o NGC205) són satèllits d’Andròmeda.
Representació de les tres galàxies principals del Grup Local (la Via Làctia, Andròmeda i la galàxia del Triangle) ubicades sobre una vista aèria de la ciutat de València. A aquesta escala, cada quilòmetre representa un milió d’anys llum.
F. Ballesteros, OAUV.
El Grup Local no és una concentració casual de galàxies, sinó que es tracta d’un grup lligat per l’atracció gravitatòria de tota la massa que el constitueix. Això vol dir que l’òrbita que segueix cadascun dels seus membres respon a la influència gravitatòria de tot el grup, i que les galàxies que el constitueixen difícilment l’abandonaran, llevat que es produeixi una col·lisió amb altres grups o cúmuls. Una de les característiques més remarcables de la interacció gravitatòria entre els membres del Grup Local són els corrents estel·lars de marea, és a dir, els núvols de gas, pols i estrelles que es mouen a gran velocitat a conseqüència de les forces de marea. Un dels més espectaculars és el corrent de marea associat a la galàxia nana el·líptica de Sagitari. De fet, molts membres del Grup Local són galàxies nanes el·líptiques que tenen una brillantor superficial molt feble i, per tant, són molt difícils de detectar. Tanmateix, a mesura que s’incrementa la capacitat de detecció dels telescopis i les càmeres, se’n van detectant més i més, i és per això que el nombre de membres del Grup Local va augmentant.
Que les galàxies del Grup Local formin part d’un mateix conjunt galàctic no vol pas dir que es trobin molt juntes, sinó, simplement, que són més properes entre elles que amb altres galàxies. La separació entre Andròmeda i la Via Làctia és de 0,77 milions de parsecs (pc) o, el que és el mateix, de 2,5 milions d’anys llum. Com que no resulta fàcil visualitzar les escales còsmiques, per fer-se una idea de les distàncies que separen els components d’una galàxia entre ells i les diverses galàxies d’un mateix grup es pot fer una analogia: es fa correspondre el diàmetre del disc d’una galàxia espiral com ara la Via Làctia –que pot ser d’uns 100.000 anys llum– a la llargada d’un camp de futbol. Aleshores, a la mateixa escala, una estrella gegant tindria el diàmetre del virus del refredat –ultramicroscòpic–, i la distància entre el Sol i l’estrella Pròxima del Centaure (l’estrella més propera al Sol, del qual dista 4,2 anys llum) equivaldria a la grandària d’una formiga. En aquest model la distància entre Andròmeda i la Via Làctia seria de 2,5 km (aproximadament la separació entre dos estadis de futbol d’una mateixa ciutat, per exemple el del València i el del Llevant). Això significa que el Grup Local de galàxies es podria entendre com una ciutat de pocs quilòmetres d’extensió que disposés de tres estadis de futbol principals i d’una trentena llarga de miniestadis o pistes de tennis. Tanmateix a l’Univers hi ha estructures galàctiques encara més denses que els grups i els cúmuls. Es tracta dels anomenats grups compactes.
Els grups compactes de galàxies
El quintet de Stephan, situat a la constel·lació de Pegàs, és el primer grup compacte que es va identificar i el més estudiat de tots. La imatge fou presa el 5 de juny de 2005 a La Palma amb el telescopi Isaac Newton (INT), de 2,5 m, i amb la Wide Field Camera (WFC) situada en focus primari (f/3.3).
V. Martínez, F. Ballesteros, R. Smith i V. Peris.
Els grups compactes de galàxies són formats solament per entre quatre i set galàxies, que, tal com indica el seu nom, es disposen al cel en una configuració compacta. El primer grup compacte que es va conèixer va ser l’anomenat quintet de Stephan, descobert per l’astrònom francès Édouard Jéan-Marie Stephan (1837 – 1923), director de l’Observatori de Marsella entre el 1877 i el 1907. De fet, tan sols quatre de les galàxies que formen aquest quintet constitueixen un grup compacte, ja que la cinquena no hi està físicament associada. Aquesta cinquena galàxia, coneguda com NGC7320, es troba, casualment, en la mateixa línia visual que les altres quatre, i per tant s’interposa en el camp visual quan s’observa des de la Terra el grup de Stephan. Mentre que les quatre galàxies del nucli del quintet es troben a uns 300 milions d’anys llum del Sol, la NGC7320 tan sols en dista 40 milions d’anys llum. Com que les quatre del nucli compacte es troben molt a prop les unes de les altres, interaccionen violentament entre elles a conseqüència de la seva mútua atracció gravitatòria. Hi ha forces de marea que distorsionen la forma d’aquestes galàxies i n’arrenquen filaments de gas, pols i estrelles que s’estenen molt més enllà del nucli dels sistemes de què formaven part.
Els cúmuls de galàxies
En una imatge del cúmul de la Verge de 2° × 1,5° destaca la galàxia gegant el·líptica M87 (a l’esquerra), envoltada d’un eixam de petites galàxies. Altres galàxies espirals i lenticulars, entre les quals destaquen la M84 i la M85, formen l’anomenada cadena de Markarian (a la dreta).
NOAO / AURA / NSF.
L’any 1781, l’astrònom francès Charles Messier es va adonar que moltes de les nebuloses que conformaven el catàleg que estava realitzant es disposaven al voltant d’una petita regió del cel situada entre les constel·lacions de la Verge i la Cabellera de Berenice. Foren els astrònoms nord-americans Harlow Shapley (1885 – 1972) i Adelaide Ames (1900 – 1932) els qui, l’any 1926, van utilitzar el terme cúmul per a designar aquesta agrupació de galàxies, bé que ells no parlaven de galàxies sinó de nebuloses espirals. També van ser aquests dos astrònoms els que van mesurar el diàmetre, la brillantor i el color de més d’un centenar de les nebuloses que constitueixen el cúmul. Anys després, el 1932, van publicar un catàleg amb les posicions de 1.250 galàxies d’arreu de l’Univers. El cúmul de la Verge era la regió del cel que concentrava més galàxies del catàleg, bé que també s’apreciaven concentracions en altres llocs. Cal dir que el recull de Shapley i Ames no contenia informació de distàncies, per tant només s’hi observaven els grups i els cúmuls projectats sobre l’esfera celeste.
Avui es coneix que el cúmul de la Verge, que ocupa una àmplia regió del cel, és format per aproximadament 1.500 galàxies i que aquestes galàxies s’estenen per un àrea de 10º × 10º. Es troba a una distància d’uns 20 Mpc o 65 milions d’anys llum i té una forma força irregular. A la part central hi predominen les galàxies el·líptiques, entre les quals destaca la galàxia gegant M87, mentre que a la perifèria s’hi poden trobar galàxies espirals i lenticulars que formen subestructures subtils dins del mateix cúmul. La massa del cúmul compresa dins un radi de 2,2 Mpc és d’1,2 · 1015 masses solars (M⊙). Cal tenir present que la grandària típica d’un cúmul de galàxies és de pocs megaparsecs (Mpc), és a dir, no és gaire més gran que la dels grups. La diferència entre els dos tipus d’agrupacions galàctiques radica en el nombre de galàxies que els componen, cosa que vol dir que la densitat galàctica dels cúmuls és molt més gran que la dels grups. Això fa que les oportunitats de col·lisió entre galàxies sovintegin més en els cúmuls rics. Com que les topades galàctiques poden destruir els discs de les galàxies espirals, en els cúmuls molt densos hi abunden més les galàxies el·líptiques.
Els cúmuls són les estructures lligades gravitatòriament més grans a l’Univers i les més massives. Les seves masses oscil·len entre els 1012 M⊙ dels cúmuls més petits o grups i els 1015 M⊙ dels cúmuls més grans i rics. Bé que l’aparença òptica d’un cúmul ve determinada per les galàxies que conté, aquestes tan sols constitueixen una petita fracció de la massa total del cúmul. La dècada de 1970, quan es posaren en òrbita els primers observatoris espacials de raigs X, es comprovà que els cúmuls de galàxies eren fonts molt intenses d’aquest tipus de radiació. Aquest fet és conseqüència de la gran quantitat de gas calent que roman atrapat al cúmul, que assoleix temperatures d’uns 30 milions de kelvins.
Els cúmuls també es poden classificar morfològicament. El primer catàleg que proporcionà una classificació dels cúmuls i grups de galàxies va ser el compilat per l’astrònom i cosmòleg nord-americà George Ogden Abell (1927 – 1983) el 1958, que en contenia 2.758. Es distingeix entre cúmuls regulars i cúmuls irregulars. Els primers són més compactes i mantenen una certa simetria esfèrica, conseqüència d’haver assolit un major equilibri dinàmic. Els cúmuls irregulars, com ara el cúmul de la Verge, són més oberts i tenen formes menys definides, ja que encara no han culminat el seu procés d’evolució. En aquest tipus de cúmuls són evidents les col·lisions recents entre galàxies.
La massa i la composició dels cúmuls de galàxies
El cúmul de la Cabellera de Berenice, situat a uns 100 Mpc, és regular i compacte i conté més de 1.000 galàxies. Molt estudiat, se n’han obtingut imatges mitjançant telescopis òptics (443F) i telescopis de raigs X (442F), les darreres de les quals s’han acolorit.
U. Briel / MPE Garching i ESA (telescopi de raigs X) i J. Misti (telescopi òptic).
El primer mètode que es va fer servir per a estimar la massa dels cúmuls de galàxies és un mètode dinàmic que requereix mesurar les velocitats peculiars (no causades per l’expansió de l’Univers) de les galàxies que el formen. Mitjançant l’espectroscòpia, i tenint en compte l’efecte Doppler, es pot determinar la component en la línia visual de la velocitat peculiar de les galàxies individuals. Seguint un mètode proposat per l’astrònom nordamericà d’origen suís Fritz Zwicky (1898 – 1974), aquestes velocitats, que en alguns casos arriben als 1.500 km/s, es poden utilitzar per a determinar la massa del cúmul. L’any 1933 Zwicky va mesurar la velocitat a la qual es desplacen les galàxies al si del cúmul de la Cabellera de Berenice (Coma Berenices). Els valors tan elevats que va obtenir induïen a pensar que el cúmul s’hauria de disgregar, cosa que no passava. I Zwicky va concloure que l’única manera d’explicar que el cúmul no es disgregués era que contenia una gran quantitat de matèria no visible que mantenia lligats els seus components per efecte gravitatori. Per primera vegada a la història s’havia postulat l’existència de la matèria fosca.
Actualment es coneix que la contribució de la matèria fosca a la massa total del cúmul de la Cabellera de Berenice és molt superior a la suma de la massa de les galàxies que el constitueixen. A partir de les dades d’extensió d’aquest cúmul i les mesures obtingudes sobre la dispersió de velocitats –quantitat que indica la velocitat mitjana a la qual es mouen les galàxies–, i aplicant el teorema del virial per a un sistema lligat gravitatòriament i en equilibri, s’obté una massa total de 2 · 1015 M⊙. Cal tenir en compte que al cúmul de la Cabellera de Berenice la massa en forma d’estrelles és, aproximadament, de 3 · 1013 M⊙, mentre que la massa del gas de l’interior del cúmul podria assolir els 2 · 1014 M⊙. En altres cúmuls de l’Univers s’ha mesurat una relació de valors de massa semblant. Aquest fet, juntament amb moltes altres proves, justifiquen la necessitat d’incloure la matèria fosca en l’inventari còsmic, bé que la seva naturalesa continua sent un misteri.
Disminució de la velocitat orbital dels planetes en funció de la seva distància al Sol, tal com prescriu la tercera llei de Kepler (a dalt). Si les estrelles d’una galàxia espiral es comportessin de manera kepleriana, les seves velocitats orbitals disminuirien amb la distància al centre galàctic (al mig), però les velocitats reals de quatre galàxies espirals no mostren aquest comportament (a baix).
V.C. Rubin i altres, 1978.
Curiosament, el descobriment de la matèria fosca de Zwicky va passar inadvertit a la comunitat científica durant més de trenta anys. Va caldre esperar la dècada de 1970 perquè l’astrònoma nordamericana Vera C. Rubin (n. 1928) i el seu grup d’investigadors redescobrissin l’existència d’aquesta matèria no visible, bé que en un context diferent. L’equip de Rubin estudiava les galàxies espirals. En aquestes galàxies les estrelles dels braços giren al voltant del centre galàctic de manera semblant a com ho fan els planetes al voltant del Sol. Per tant, s’espera que la velocitat orbital de les estrelles minvi a mesura que s’incrementa la distància al centre galàctic, tal com minven les velocitats orbitals dels planetes a mesura que s’allunyen del Sol: Mercuri gira aproximadament a 50 km/s al voltant del Sol; Venus ho fa a 35 km/s; la Terra, a 30 km/s; Mart, a 25 km/s; Júpiter, a 12 km/s; Saturn, a 10 km/s, i així successivament. En el cas dels planetes del sistema solar, aquest fet el posà de manifest l’astrònom alemany Johannes Kepler (1571 – 1630), que l’any 1619, en el seu llibre De Harmonices mundi (L’harmonia del món), publicà la seva tercera llei sobre els moviments planetaris. Al cap de tres segles, Vera Rubin esperava que les estrelles que giren al voltant del centre galàctic fessin alguna cosa semblant als planetes del sistema solar. Sabia que el Sol gira a una velocitat de 220 km/s, però en mesurar les velocitats orbitals d’altres estrelles de la Via Làctia més allunyades del centre galàctic no va observar que aquestes velocitats disminuïssin. Romanien aproximadament constants. Rubin va analitzar diverses galàxies espirals i sempre va trobar el mateix resultat: les velocitats orbitals de les estrelles que les componien no disminuïen amb la distància al centre galàctic sinó que es mantenien tossudament constants. Per a explicar aquest resultat calia postular l’existència de matèria fosca a les galàxies espirals que fes que la massa total dins de l’òrbita d’una estrella creixés de manera proporcional al radi de l’òrbita. Per exemple, la massa total continguda en una esfera de 50.000 anys llum de radi havia de ser el doble de la continguda en una esfera amb un radi de 25.000 anys llum. Com que la brillantor del disc d’una galàxia espiral decreix ràpidament amb la distància al centre galàctic, les estrelles i els núvols de gas no aporten la quantitat de material necessari perquè això es compleixi; cal matèria addicional. I com que no es veu, aquesta matèria addicional ha de ser fosca i ha d’haver-hi entre 5 i 10 vegades més matèria fosca que lluminosa.
Diferents tipus de miratges còsmics. Una lent esfèrica alineada amb la font de llum genera una imatge en què apareix un anell complet al voltant de la lent, l’anomenat anell d’Einstein (1). Si l’alineació és perfecta però la lent és el·lipsoïdal, es forma una imatge múltiple en forma de creu (2). Si la lent és un cúmul de galàxies, en la imatge apareixen uns arcs. Són imatges múltiples i distorsionades de galàxies individuals situades molt lluny (3).
ESA; Hubble Space Telescope, STScl / NASA.
Per a calcular les masses dels cúmuls de galàxies es poden utilitzar diversos mètodes, un dels quals requereix detectar, mitjançant telescopis espacials, la radiació X que emet el gas intracúmul. A l’interior dels cúmuls, les col·lisions entre galàxies escalfen el gas que les envolta fins que arriba a temperatures d’entre 10 i 100 milions de kelvins. Aquest gas intergalàctic, que és format, sobretot, per hidrogen i heli, es troba ionitzat, és a dir, els seus àtoms han perdut electrons i han passat de ser neutres a estar carregats elèctricament. Quan un electró lliure passa per la rodalia d’un ió, la trajectòria de l’electró és deflectida, sense que l’ió el capturi. L’electró perd una part de la seva energia cinètica i s’alenteix una mica, fet que es compensa amb l’emissió d’un fotó molt energètic o de raigs X. Aquest procés físic s’anomena emissió lliure-lliure o radiació de frenada (també s’utilitza, sovint, el terme alemany Bremsstrahlung) i és el que explica que al principi de la dècada de 1970, els primers satèl·lits capaços de detectar la radiació X posessin de manifest que els cúmuls de galàxies eren com grans núvols de gas calent que emetien una gran quantitat d’energia en aquesta part de l’espectre electromagnètic. Però les observacions dels cúmuls de galàxies mitjançant telescopis de raigs X no tan sols els mostren com a emissors potents i extensos d’aquest tipus de radiació, sinó que també permeten analitzar l’extensió, la temperatura i la densitat del gas que hi ha al seu interior. Si no fos per l’atracció gravitatòria que exerceix tota la massa del cúmul galàctic, el gas calent que conté s’escaparia. Però la pressió cap a fora que exerceix el gas calent queda compensada per la tendència al col·lapse gravitatori que indueixen la massa del gas, la massa de totes les galàxies i la massa de la possible matèria fosca que contingui el sistema. D’aquesta manera s’estableix un equilibri hidrostàtic semblant al que manté l’estabilitat de les estrelles. Si s’analitza la radiació X procedent d’un cúmul de galàxies, es pot inferir la quantitat de matèria necessària per a crear el camp gravitatori capaç de contrarestar la pressió del gas que emet aquesta radiació, ja que com més elevada és la temperatura del gas i més quantitat de gas hi ha, més massa hi cal. Els resultats de diverses observacions indiquen que la massa de les galàxies que formen un cúmul aporta tan sols un 10% de la massa total del cúmul, mentre que la massa del gas calent en conforma al voltant d’un 20%. El 70% restant ha de ser matèria fosca de naturalesa encara desconeguda.
A causa de la deflexió gravitatòria de la llum enunciada per Albert Einstein, durant un eclipsi de Sol les estrelles situades a la rodalia del disc solar no s’observen en la seva posició habitual, sinó que se’n desvien 1,74 segons d’arc.
A partir de fonts diverses.
Un mètode completament diferent de mesurar les masses dels cúmuls de galàxies es basa en l’efecte que la gravetat exerceix sobre la llum. La teoria general de la relativitat, enunciada el 1915 pel físic alemany Albert Einstein (1879 – 1955), explica que la trajectòria que segueix un raig de llum en passar per les proximitats d’un objecte massiu es doblega. En conseqüència, la teoria d’Einstein prediu que durant un eclipsi de Sol la posició de les estrelles en la rodalia del disc solar es desviarà lleugerament de la seva posició real, és a dir, de la que tenen quan el Sol no es troba en el camí visual. L’angle de deflexió, però, és molt petit, de tan sols 1,74 segons d’arc. Aquesta deflexió de la llum va ser observada per primera vegada pels astrònoms que, liderats pel matemàtic, astrofísic i filòsof britànic Arthur Stanley Eddington (1882 – 1944), formaven part de l’expedició que va observar l’eclipsi de Sol de maig del 1919 des de l’illa de Príncipe, al golf de Guinea, i des de Sobral, al Brasil. Les observacions d’Eddington van confirmar la predicció d’Einstein.
La deflexió dels raigs de llum creix com més gran és la massa de l’objecte que la produeix. Per tant, és raonable pensar que quan els cúmuls de galàxies actuen com a lents gravitatòries dobleguen les trajectòries de la llum procedent d’objectes remotíssims, i fins i tot amplifiquen i distorsionen les imatges que es capten d’aquests objectes. Efectivament, en observar alguns cúmuls de galàxies llunyans, a més de les galàxies espirals i el·líptiques que conformen el cúmul, s’aprecien, ocasionalment, tot un conjunt d’estructures amb forma d’arcs que corresponen a les imatges distorsionades de galàxies i quàsars molt llunyans. De fet, aquests remotíssims objectes no s’arribarien a veure si no fos per l’efecte amplificador de brillantor que indueix la massa interposada del cúmul, que actua com a lent gravitatòria. En alguns casos, aquestes galàxies llunyanes existien quan l’edat de l’Univers era tan sols d’uns 3.000 Ma. Per a interpretar l’embolic d’arcs observat en aquestes imatges tan espectaculars cal tenir en compte que una única galàxia es pot veure repetidament en els anomenats sistemes múltiples. Les anàlisis detallades d’aquests miratges còsmics permeten extreure conclusions importants sobre la quantitat i la distribució de la massa total del cúmul. D’aquesta manera, les lents gravitatòries, explicades per la relativitat general d’Einstein, duen a terme un paper fonamental en la tasca de pesar l’Univers.
Els supercúmuls
Representació del Supercúmul Local, al centre del qual se situa el cúmul de la Verge. Cada punt blanc equival a una galàxia i les superfícies semitransparents de colors blaus delimiten les regions amb una densitat més elevada de galàxies.
B. Tully (Universitat de Hawaii).
El cúmul de la Verge ocupa el lloc central d’una estructura còsmica encara més gran, l’anomenat Supercúmul Local o Supercúmul de la Verge, que, amb una extensió d’uns 30 Mpc, conté més d’un centenar de cúmuls i grups. El Grup Local també en forma part, però hi ocupa una posició força perifèrica. El Supercúmul Local fou reconegut per primera vegada per l’astrònom francès Gérard Henri de Vaucouleurs (1918 – 1995), que el va anomenar Supergalàxia Local i va posar en evidència l’efecte que la seva enorme massa exercia sobre el moviment de galàxies properes. Aquest supercúmul, contràriament al que passa amb els cúmuls de galàxies, no és un sistema gravitatòriament lligat, sinó que es tracta d’una agrupació poc estructurada. S’hi aprecien filaments i estructures aplatades, on se situen les galàxies, i regions de densitat més baixa, que són relativament buides de matèria lluminosa.
Distribució dels supercúmuls de l’Univers dins una esfera de 500 milions d’anys llum de radi centrada en la Via Làctia. Com que les galàxies tendeixen a agrupar-se en cúmuls i aquests en supercúmuls, a l’Univers queden grans espais buits.
A partir de R. Powell, 2006.
Però fins i tot el Supercúmul Local sembla que sent l’efecte gravitatori que produeix una concentració de massa encara més enorme, l’anomenada Gran Atractor. Aquesta concentració de matèria ha estat difícil de detectar amb els telescopis, ja que, en situar-se al mateix pla que la Via Làctia, queda enfosquida per la gran quantitat de pols que forma part del disc de la Galàxia i que tapa una part important de la llum procedent dels objectes extragalàctics que es troben en aquesta banda del cel. Tanmateix, se n’ha pogut calcular la massa i la distància mitjançant mesuraments de les velocitats peculiars i observacions amb raigs X; aquestes investigacions han permès comprovar que la massa del Gran Atractor és, aproximadament, de 5,4 · 1016 M⊙ i que es troba a una distància d’uns 70 Mpc en la direcció de les constel·lacions de l’Hidra i del Centaure. És possible que una part important de l’estirada gravitatòria atribuïda al Gran Atractor sigui causada pel supercúmul de Shapley, que es troba en una direcció molt pròxima i és, sens dubte, la concentració de massa més gran de l’Univers observable, amb molts cúmuls del catàleg d’Abell al seu si. El supercúmul de Shapley és situat a uns 200 Mpc de distància i, segons algunes investigacions recents, contribueix a justificar el 66% del moviment de la Via Làctia en l’espai. Altres supercúmuls que es troben a distàncies semblants són el supercúmul dels Peixos-Perseu, el supercúmul de la Cabellera de Berenice i el supercúmul d’Hèrcules. Alguns d’aquests supercúmuls s’associen totalment o parcial i generen sistemes de galàxies encara més grans en forma d’estructures filamentoses o de parets. N’és un exemple impressionant la Gran Muralla de Sloan, descoberta l’any 2003. Es tracta d’una estructura d’uns 420 Mpc de llargària que, certament, no és ni serà mai una estructura lligada gravitatòriament.
Distàncies galàctiques
L’any 1929 Hubble va demostrar que les galàxies que envolten la Via Làctia s’allunyen a una velocitat proporcional a la distància que les separa de l’observador. Això mateix va ser confirmat, l’any 1931, en un treball publicat amb un altre astrònom nord-americà, Milton Lasalle Humason (1891 – 1972). Aquesta relació es coneix com llei de Hubble i constitueix un dels descobriments astronòmics més importants del segle XX. S’expressa matemàticament amb la fórmula v = H0 · d, en què v és la velocitat d’allunyament o recessió de la galàxia, d, la distància a l’observador, i H0, una constant de proporcionalitat anomenada constant de Hubble. Gràcies a la llei de Hubble es pot estimar la distància a la qual es troben les galàxies tan sols mesurant-ne la velocitat de recessió, sempre que es conegui el valor de la constant de proporcionalitat. Les estimacions més recents donen un valor de H0 al voltant de 71 km/s/Mpc, cosa que significa que, per cada 3,26 milions d’anys llum que hom s’allunya, la velocitat de recessió de les galàxies s’incrementa en 71 km/s (o el que és el mateix, 225.600 km/h).
Hubble mesurava les distàncies per mitjà de les estrelles cefeides i altres patrons de lluminositat. Per a mesurar distàncies, cal conèixer la brillantor intrínseca d’un estel. En comparar-la amb la brillantor aparent observada des de la Terra i fent ús de la llei de la inversa de la distància al quadrat –que afirma que la brillantor d’una font lluminosa decreix de manera proporcional al quadrat de la distància que la separa del receptor– s’obté la distància de l’estrella. L’astrònoma nord-americana Henrietta Swan Leavitt (1868 – 1921) va mostrar com es podia obtenir la lluminositat intrínseca de determinades estrelles variables –les cefeides– mesurant-ne el període de variabilitat, és a dir, el temps que triguen a variar de manera periòdica la seva brillantor. En altres paraules, Leavitt va descobrir l’anomenada relació període-lluminositat, que permet determinar la lluminositat absoluta d’una estrella a partir del seu període. De fet, l’any 1923 Hubble va fer ús d’aquesta relació per a mesurar la distància a què es troba la galàxia d’Andròmeda o M31.
Mitjançant l’ús d’espectroscopis, Hubble també es va adonar que la longitud d’ona de la llum de les galàxies estava, en la majoria de casos, desplaçada cap al vermell, és a dir, es detectava amb una longitud d’ona més llarga que la longitud d’ona d’emissió. A més, el desplaçament cap al vermell de les galàxies més allunyades era més gran com més lluny de la Terra es trobaven. Hubble va interpretar aquest fet com a conseqüència de l’expansió còsmica: si l’espai s’expandeix, la llum que emeten les galàxies més allunyades triga més temps a arribar a la Terra, i en el seu recorregut fins a l’observador la seva longitud d’ona experimenta un allargament, és a dir, es desplaça cap al vermell.
L’estructura a gran escala de l’Univers
Dues llesques de 2,5° d’amplària mostren la distribució espacial de galàxies. La Terra és al centre i cada punt representa una galàxia amb uns 100 milions d’estrelles. El color de les galàxies indica l’edat de les seves estrelles i els punts vermells mostren galàxies amb estrelles més velles. La profunditat ve indicada pel valor del corriment cap al vermell (z). El cercle extern està situat a una distància d’uns 2.000 milions d’anys llum.
M. Blanton i Sloan Digital Sky Survey.
A mitjan dècada de 1980 i fent ús de la llei de Hubble, els astrònoms del Center for Astrophysics de Harvard Valérie de Lapparent (n. 1962), Margaret Joan Geller (n. 1948) i John Peter Huchra (1948 – 2010) van dibuixar un mapa còsmic que representava la distribució de les galàxies en tres dimensions. Van fer servir un telescopi d’1,5 m de diàmetre situat a Tucson (Arizona) i es van basar en el catàleg que havia compilat anys enrere Zwicky en el qual figuraven les posicions en una àmplia regió del cel de les galàxies més brillants que les de magnitud 15,5. Per fer aquest mapa, els tres astrònoms van calcular les velocitats de recessió de les galàxies contingudes en una llesca celeste de 6º d’amplària i 120º d’extensió del catàleg de Zwicky, per la qual cosa els va caldre mesurar el seu desplaçament cap al vermell. Obtenien els espectres d’un a un, de manera que si l’oratge acompanyava en una nit podien aconseguir els de tres o quatre galàxies (avui amb els espectrògrafs multiobjecte en una nit es poden fer centenars d’espectres).
A la regió del cel triada per Lapparent, Geller i Huchra hi havia unes 1.000 galàxies, i els tres investigadors aviat van comprovar que aquestes galàxies no es distribuïen de manera uniforme ni aleatòria sinó que es concentraven en cúmuls i filaments. Els cúmuls i els filaments formaven una teranyina còsmica en la qual destacaven unes zones gairebé buides, una mena de bombolles descomunals on, pel que sembla, no hi ha galàxies.
Aquesta visió de l’Univers amb estructures d’escales tan impressionants sorprengué una mica els cosmòlegs, que s’esperaven, més aviat, una distribució uniforme dels seus components, tal com postula el principi cosmològic formulat per Einstein el 1917. Però posteriorment s’ha vist que es tracta d’una qüestió d’escala. Al cap d’uns anys s’han pogut elaborar mapes més profunds i s’ha vist que a escales superiors als 200 milions d’anys llum la jerarquia d’estructures que confereix aquest caràcter fractal a l’Univers ja no continua, i la distribució de galàxies es torna més homogènia, cosa que confirma la validesa del principi cosmològic.
Els mapatges iniciats a la dècada de 1980 s’han continuat desenvolupant fins avui dia, de manera que cada vegada s’han fet catàlegs de més abast i que cobreixen una àrea del cel més gran. Un dels projectes cartogràfics més importants fou el 2dF o Two Degree Field Galaxy Redshift Survey (sondatge de desplaçament cap al vermell de galàxies en un camp de dos graus), que es dugué a terme mitjançant el telescopi anglo-australià de 3,9 m. Un altre gran projecte fou l’SDSS o Sloan Digital Sky Survey (exploració digital del cel Sloan), que prengué el nom de la fundació Alfred P. Sloan i va utilitzar un telescopi de 2,5 m de diàmetre situat a Nou Mèxic que es dedicà en exclusiva a aquesta tasca. El 2dF va mesurar els espectres d’emissió, i per tant el desplaçament cap al vermell, d’un quart de milió de galàxies, i l’SDSS explorà un milió de galàxies. Per a aquesta tasca fou fonamental l’ús d’espectrògrafs de fibra òptica, que poden mesurar centenars de desplaçaments cap al vermell simultàniament.
Els mapes de l’Univers que es fan actualment assoleixen un abast d’uns 600 a 800 Mpc per a les galàxies normals, i encara arriben més lluny per als catàlegs de quàsars i per a les galàxies gegants ellíptiques, anomenades galàxies vermelles lluminoses. L’abast assolit permet visualitzar la transició d’un Univers no homogeni a un Univers homogeni: a petita escala s’observen els cúmuls, els filaments i els espais buits, però aquestes estructures no s’incrementen de grandària de manera indefinida, sinó que es van repetint i formen un teixit còsmic, allò que l’astrònom nord-americà Robert Kirshner (n. 1949) va anomenar “la fi de la grandesa". Les estructures més grans assoleixen típicament els 200 Mpc i a partir d’aquesta escala l’Univers comença a ser més homogeni, en el sentit que volums d’aquest diàmetre contenen porcions de l’Univers que són molt semblants entre ells, independentment de la seva ubicació. D’altra banda, el teixit còsmic que posen de manifest els mapatges mostra una estructura filamentosa de l’Univers en què hi ha supercúmuls de la mida d’algunes desenes de megaparsecs que s’organitzen al voltant d’unes re gions buides el diàmetre de les quals pot arribar als 60 Mpc. En aquestes regions buides la densitat de galàxies és molt baixa. Els filaments són dues o tres vegades més densos que els espais buits, i els llocs de densitat galàctica més alta són els nodes de la xarxa còsmica, molt més densos que els mateixos filaments i on se situen els cúmuls de galàxies més rics.
Per a mesurar la tendència a l’agrupament de les galàxies en l’espai es fa ús de l’anomenada funció de correlació a dos punts. En el cas de les galàxies, aquesta funció es defineix com l’excés de probabilitat de trobar una galàxia a una distància d’una altra qualsevol comparada amb la probabilitat de trobar-la-hi si la distribució de les galàxies en l’espai fos completament aleatòria. En una distribució aleatòria la funció de correlació val 0, mentre que valors positius de ξ(r) indiquen la tendència a l’agrupament. Mesuraments de ξ(r) fets la dècada de 1980 demostren que a escales d’uns quants megaparsecs la funció de correlació pren valors grans, i aquests valors minven amb l’escala segons una llei de potències. Els catàlegs més recents han permès estudiar l’agrupament de les galàxies a escales més grans, i s’ha detectat que a uns 150 Mpc la funció de correlació presenta un marcat màxim local, com una petita elevació que trenca la tendència establerta per la llei de potències a petita escala. Aquest pic correspon al que es coneix com oscil·lació acústica bariònica, que està directament relacionada amb les fluctuacions de temperatura de la radiació còsmica de fons. Aquesta nova dada d’observació concorda amb la teoria de formació d’estructures còsmiques i amb els valors de densitat de matèria bariònica calculats a partir dels estudis de radiació còsmica de fons i de nucleosíntesi primordial. Tot això aporta una nova font d’estudi per a caracteritzar les propietats de l’Univers.
Les oscil·lacions acústiques bariòniques es deuen a la propagació de les ones sòniques dins el plasma format per barions i fotons de l’Univers primitiu. Qualsevol pertorbació que impliqui una sobredensitat inicial produeix una ona esfèrica que s’estén en l’espai. En l’Univers primitiu, com que els fotons estan acoblats als barions, la pressió de radiació els arrossega i compensa la força gravitatòria que els atreu cap al centre de la sobredensitat. La matèria fosca, que està desacoblada dels fotons, fa que la densitat en el centre de la pertorbació continuï creixent. Atès que 380.000 anys després del Big Bang, la temperatura ha disminuït prou perquè els fotons i els barions es desacoblin, l’escala de les oscil·lacions acústiques bariòniques queda fixada en aproximadament 150 Mpc (la distància recorreguda per l’ona sònica des de l’inici de l’Univers fins a aquest instant). Per tant, la funció de correlació calculada sobre la distribució de galàxies ha de mostrar aquesta característica com un lleuger increment a aquestes escales.
L’Univers profund
La major part dels objectes que s’observen en la imatge del Camp Profund del Hubble (Hubble Deep Field) són galàxies, entre les quals hi ha les més joves i llunyanes mai detectades. L’estudi d’aquestes galàxies primerenques ha permès conèixer com era l’Univers primitiu i com ha anat evolucionant des d’aleshores fins a l’actualitat.
R. Williams / Hubble Deep Field Team (STScl) / NASA.
Des de fa segles, la foscor de la nit ha preocupat els astrònoms, els filòsofs i els pensadors. Tal com van plantejar el filòsof anglès Thomas Digges (1546 – 1595) i l’astrònom alemany Johannes Kepler, un Univers fosc no concorda amb la idea d’un Univers infinit poblat per infinitat d’estrelles. Posteriorment aquesta preocupació la va expressar l’astrònom i físic alemany Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers (1758 – 1840) en el que avui es coneix com la paradoxa d’Olbers, que argumenta el següent: si l’Univers és infinit i poblat amb una quantitat infinita d’estrelles (avui, galàxies), la línia de la visual d’un observador situat a la Terra, tard o d’hora, trobarà un d’aquests objectes brillants i, per tant, tot el firmament nocturn hauria de ser il·luminat com el Sol. Per què no és així?
La paradoxa d’Olbers s’explica pel fet que les estrelles tenen una vida finita com a objectes emissors de llum i que la llum viatja a una velocitat finita. A més, l’edat del mateix Univers és finita. Tot plegat fa que la llum col·lectiva de totes les estrelles i les galàxies sigui massa feble per a inundar de radiació tot l’Univers. L’any 1995, mitjançant el telescopi espacial Hubble, es va poder comprovar que el nombre de galàxies visibles és massa petit per a cobrir tot el cel. Es va fer una exposició de 10 dies de durada, apuntant a una petita regió en les proximitats de la constel·lació de l’Óssa Major, on, en principi, no hi havia res d’especial. En la imatge resultant –coneguda com Camp Profund del Hubble–, que cobreix una porció del cel d’extensió equivalent a una centèsima de l’àrea de la Lluna plena, el Hubble va detectar alguns milers de galàxies, de diferents formes i colors, la llum d’algunes de les quals va ser emesa molt abans que es formés el sistema solar. Quan s’observa l’Univers profund, en molts casos s’està observant el naixement de les galàxies, ja que mirar lluny és mirar el passat i, per tant, les imatges de l’Univers mostren com eren les galàxies en la seva infantesa. L’espai entre les galàxies continua sent, verdaderament, tan negre com la nit.
L’Univers a l’ordinador
Comprendre l’estructura a gran escala de l’Univers ha representat un repte molt important per als físics i els astrònoms que estudien els models de formació de galàxies. Per tal de reproduir les condicions de l’Univers primitiu, s’han desenvolupat models numèrics que, amb els grans ordinadors i fent ús del càlcul intensiu, han permès deduir com ha evolucionat l’Univers des de les etapes més primigènies fins avui dia. Ara es coneix que la formació de les galàxies i els cúmuls es produeix per amplificació gravitatòria de petites fluctuacions de la densitat. Aquest fenomen, que s’anomena creixement per inestabilitat gravitatòria, consisteix en què les petites pertorbacions creixen per col·lapse gravitatori i atreuen la matèria circumdant. Durant el procés d’agrupament gravitatori es va formant una intricada xarxa tridimensional de filaments que enllacen concentracions de massa al voltant dels que seran els futurs cúmuls de galàxies, alhora que es produeix una evacuació de matèria dels grans buits.
Els primers mètodes numèrics que es van desenvolupar per explicar el creixement per inestabilitat gravitatòria integraven les equacions de moviment d’un nombre N de partícules fent una suma directa de les forces entre cada parell de partícules. Això resulta molt costós computacionalment quan es pretén utilitzar valors grans de N per a fer les simulacions més realistes. D’altra banda, atès que no es pot dir que l’Univers tingui una frontera, les condicions de contorn s’han de formular de manera adequada, i per això en aquestes simulacions es fan servir condicions de contorn periòdiques, cosa que resulta difícil de programar amb algorismes de sumes directes.
Imatge simulada de la densitat del gas de l’Univers corresponent a una projecció d’un tall del cub del MareNostrum Univers d’uns 150 Mpc d’amplària. Les estructures que constitueixen el teixit còsmic a gran escala queden envoltades per la matèria fosca subjacent. Les zones brillants representen el gas dels cúmuls de galàxies, que es troba a una temperatura tan alta que és capaç d’emetre raigs X.
G. Yepes, UAM.
A la dècada de 1980 es van introduir mètodes basats en malles de punts, de manera que l’evolució de la densitat es calcula sobre els nodes d’aquestes malles. Aquests procediments són computacionalment més eficients i, a més, faciliten molt la implementació de les condicions periòdiques de contorn, bé que en aquests tipus d’algorismes la mida de les cel·les de la malla limita la resolució espacial.
Posteriorment es van introduir mètodes que combinen les dues estratègies o que, fins i tot, utilitzen malles amb cel·les de diferents mides que s’adapten a la densitat local, de manera que s’utilitzen malles més fines per a les regions de densitat més alta. El progrés en la capacitat de computació i en l’adequació dels algorismes ha permès elaborar models on N s’acosta al bilió. Per exemple, una de les simulacions hidrodinàmiques més grans dutes a terme fins ara va permetre generar una imatge de la distribució a gran escala del gas en l’Univers. Per aconseguir-ho es va simular la formació d’estructures en un volum cúbic d’univers de 500 Mpc de costat. Amb més de 2.000 milions de partícules es van modelitzar la matèria fosca i el gas, i es van considerar les forces gravitatòries i hidrodinàmiques que actuaven sobre aquestes partícules. Aquesta simulació es va batejar com MareNostrum Univers, ja que fou realitzada pel superordinador MareNostrum del Centre Nacional de Supercomputació de Barcelona mitjançant un projecte internacional anomenat MareNostrum Numerical Cosmology Project.