28.3: La distribución de galaxias en el espacio

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Explicar el principio cosmológico y resumir la evidencia que aplica en las escalas más grandes del universo conocido
• Describir los contenidos del Grupo Local de Galaxias
• Distinguir entre grupos, cúmulos y supercúmulos de galaxias
• Describir las estructuras más grandes que se ven en el universo, incluidos los vacíos

En la sección anterior, enfatizamos el papel de las fusiones en la conformación de la evolución de las galaxias. Para colisionar, las galaxias deben estar bastante juntas. Para estimar con qué frecuencia ocurren las colisiones y cómo afectan la evolución de las galaxias, los astrónomos necesitan saber cómo se distribuyen las galaxias en el espacio y en el tiempo cósmico. ¿La mayoría de ellos están aislados unos de otros o se congregan en grupos? Si se congregan, ¿qué tan grandes son los grupos y cómo y cuándo se formaron? ¿Y cómo, en general, están dispuestas las galaxias y sus grupos en el cosmos? ¿Hay tantos en una dirección del cielo como en cualquier otra, por ejemplo? ¿Cómo llegaron a organizarse las galaxias de la manera en que las encontramos hoy?

Edwin Hubble encontró respuestas a algunas de estas preguntas solo unos años después de que demostró por primera vez que las nebulosas espirales eran galaxias y no parte de nuestra Vía Láctea. Al examinar galaxias por todo el cielo, Hubble realizó dos descubrimientos que resultaron ser cruciales para los estudios de la evolución del universo.

El principio cosmológico

Hubble hizo sus observaciones con lo que entonces eran los telescopios más grandes del mundo: los reflectores de 100 y 60 pulgadas en el Monte Wilson. Estos telescopios tienen pequeños campos de visión: solo pueden ver una pequeña parte de los cielos a la vez. Fotografiar todo el cielo con el telescopio de 100 pulgadas, por ejemplo, habría llevado más tiempo que una vida humana. Entonces, en cambio, Hubble muestreó el cielo en muchas regiones, al igual que Herschel hizo con su galga estelar (ver La arquitectura de la galaxia). En la década de 1930, el Hubble fotografió 1283 áreas de muestra, y en cada impresión, contó cuidadosamente los números de imágenes de galaxias (Figura\(\PageIndex{1}\)).

El primer descubrimiento que Hubble hizo a partir de su encuesta fue que el número de galaxias visibles en cada área del cielo es aproximadamente el mismo. (Estrictamente hablando, esto es cierto solo si la luz de galaxias distantes no es absorbida por el polvo en nuestra propia Galaxia, sino que Hubble hizo correcciones para esta absorción). También encontró que el número de galaxias aumenta con el desmayo, como cabría esperar si la densidad de galaxias es aproximadamente la misma a todas las distancias de nosotros.

Para entender a lo que nos referimos, imagina que estás tomando instantáneas en un estadio abarrotado durante un concierto con entradas agotadas. Las personas que se sientan cerca de ti se ven grandes, así que solo algunas de ellas cabrán en una foto. Pero si te enfocas en las personas sentadas en asientos muy al otro lado del estadio, se ven tan pequeñas que muchas más encajarán en tu imagen. Si todas las partes del estadio tienen los mismos arreglos de asientos, entonces a medida que mires cada vez más lejos, tu foto se llenará cada vez más de gente. De la misma manera, mientras Hubble miraba galaxias cada vez más débiles, veía cada vez más de ellas.

Figura\(\PageIndex{1}\) Hubble en el Trabajo. Edwin Hubble en el telescopio de 100 pulgadas en el Monte Wilson.

Los hallazgos de Hubble son enormemente importantes, ya que indican que el universo es a la vez isotrópico y homogéneo, se ve igual en todas las direcciones, y un gran volumen de espacio a cualquier desplazamiento al rojo o distancia dado es muy parecido a cualquier otro volumen en ese desplazamiento al rojo. Si eso es así, no importa qué sección del universo observemos (siempre y cuando sea una porción considerable): cualquier sección se verá igual que cualquier otra.

Los resultados del Hubble —y muchos más que han seguido en los casi 100 años transcurridos desde entonces— implican no solo que el universo es casi el mismo en todas partes (aparte de los cambios con el tiempo) sino que además de las diferencias locales a pequeña escala, la parte que podemos ver a nuestro alrededor es representativa del todo. La idea de que el universo es el mismo en todas partes se llama principio cosmológico y es la suposición de partida para casi todas las teorías que describen todo el universo (ver El Big Bang).

Sin el principio cosmológico, no podríamos avanzar en absoluto en el estudio del universo. Supongamos que nuestro propio vecindario local era inusual de alguna manera. Entonces no podríamos entender más cómo es el universo que si estuviéramos abandonados en una cálida isla del sur del mar sin comunicación externa y estuviéramos tratando de entender la geografía de la Tierra. Desde nuestro limitado mirador isleño, no podíamos saber que algunas partes del planeta están cubiertas de nieve y hielo, o que existen grandes continentes con una variedad de terreno mucho mayor que la que se encuentra en nuestra isla.

El Hubble se limitó a contar los números de galaxias en diversas direcciones sin saber qué tan lejos estaban la mayoría de ellas. Con instrumentos modernos, los astrónomos han medido las velocidades y distancias de cientos de miles de galaxias, y así han construido una imagen significativa de la estructura a gran escala del universo. En el resto de esta sección, describimos lo que sabemos sobre la distribución de las galaxias, comenzando por las que están cercanas.

El Grupo Local

La región del universo de la que tenemos la información más detallada es, como cabría esperar, nuestro propio barrio local. Resulta que la Vía Láctea es miembro de un pequeño grupo de galaxias llamadas, no demasiado imaginativamente, el Grupo Local. Se distribuye en unos 3 millones de años luz y contiene más de 54 miembros. Hay tres galaxias espirales grandes (la nuestra, la galaxia Andrómeda y la M33), dos elípticas intermedias y muchas elípticas enanas y galaxias irregulares.

Aún se están descubriendo nuevos integrantes del Grupo Local. Mencionamos en La Galaxia de la Vía Láctea una galaxia enana a solo unos 80.000 años luz de la Tierra y a unos 50 mil años-luz del centro de la galaxia que fue descubierta en 1994 en la constelación de Sagitario. (Este enano en realidad se está aventurando demasiado cerca de la Vía Láctea mucho más grande y eventualmente será consumido por ella).

Muchos de los descubrimientos recientes han sido posibles gracias a la nueva generación de encuestas automatizadas, sensibles y de campo amplio, como el Sloan Digital Sky Survey, que mapean las posiciones de millones de estrellas en la mayor parte del cielo visible. Al indagar en los datos con sofisticados programas informáticos, los astrónomos han aparecido numerosas galaxias enanas diminutas y tenues que son casi invisibles a la vista incluso en esas imágenes telescópicas profundas. Estos nuevos hallazgos pueden ayudar a resolver un problema de larga data: las teorías prevalecientes sobre cómo se forman las galaxias predijeron que debería haber más galaxias enanas alrededor de grandes galaxias como la Vía Láctea de lo que se había observado, y solo ahora tenemos las herramientas para encontrar estas galaxias débiles y diminutas y comenzar a comparar las números de ellos con predicciones teóricas.

Puedes leer más sobre la encuesta de Sloan y sus dramáticos resultados. Y echa un vistazo a esta breve animación de un vuelo a través de la disposición de las galaxias tal y como revela la encuesta.

Varias nuevas galaxias enanas también se han encontrado cerca de la galaxia de Andrómeda. Estas galaxias enanas son difíciles de encontrar porque normalmente contienen relativamente pocas estrellas, y es difícil distinguirlas de las estrellas de primer plano en nuestra propia Vía Láctea.

La figura\(\PageIndex{2}\) es un boceto aproximado que muestra dónde se encuentran los miembros más brillantes del Grupo Local. El promedio de los movimientos de todas las galaxias del Grupo Local indica que su masa total es de aproximadamente\(4 × 10^{12}\)\(M_{\text{Sun}}\), y al menos la mitad de esta masa está contenida en las dos espirales gigantes: la galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea. Y hay que tener en cuenta que una cantidad sustancial de la masa en el Grupo Local es en forma de materia oscura.

Figura Grupo\(\PageIndex{2}\) Local. Esta ilustración muestra algunos miembros del Grupo Local de Galaxias, con nuestra Vía Láctea en el centro. La vista despiezada en la parte superior muestra la región más cercana a la Vía Láctea y encaja en la vista más grande en la parte inferior como lo muestran las líneas discontinuas. Las tres galaxias más grandes entre las tres docenas de miembros del Grupo Local son todas espirales; las otras son pequeñas galaxias irregulares y elípticas enanas. Desde que se hizo este mapa se han encontrado varios nuevos integrantes del grupo.

Grupos y clústeres vecinos

Pequeños grupos de galaxias como el nuestro son difíciles de notar a grandes distancias. Sin embargo, hay grupos mucho más sustanciales llamados cúmulos de galaxias que son más fáciles de detectar incluso a muchos millones de años luz de distancia. Dichos cúmulos se describen como pobres o ricos dependiendo de cuántas galaxias contengan. Los cúmulos ricos tienen miles o incluso decenas de miles de galaxias, aunque muchas de las galaxias son bastante débiles y difíciles de detectar.

El cúmulo de galaxias moderadamente rico más cercano se llama el Cúmulo Virgo, después de la constelación en la que se ve. Se encuentra a unos 50 millones de años luz de distancia y contiene miles de miembros, de los cuales algunos se muestran en la Figura\(\PageIndex{3}\). La galaxia elíptica gigante (y muy activa) M87, que llegaste a conocer y amar en el capítulo sobre Galaxias Activas, Cuásares y Agujeros Negros Supermasivos, pertenece al Cúmulo Virgo.

Figura Región\(\PageIndex{3}\) Central del Clúster Virgo. Virgo es el cúmulo rico más cercano y se encuentra a una distancia de unos 50 millones de años luz. Contiene cientos de galaxias brillantes. En esta imagen solo se puede ver la parte central del cúmulo, incluida la galaxia elíptica gigante M87, justo debajo del centro. Otras espirales y elípticas son visibles; las dos galaxias en la parte superior derecha se conocen como “Los Ojos”.

Un buen ejemplo de un cúmulo que es mucho más grande que el complejo Virgo es el cúmulo de Coma, con un diámetro de al menos 10 millones de años luz (Figura\(\PageIndex{4}\)). A unos 250 a 300 millones de años luz de distancia, este cúmulo se centra en dos elípticas gigantes cuyas luminosidades equivalen a unos 400 mil millones de soles cada una. Se han observado miles de galaxias en Coma, pero las galaxias que vemos son casi con certeza solo una parte de lo que realmente hay ahí. Las galaxias enanas son demasiado débiles para ser vistas a la distancia de Coma, pero esperamos que sean parte de este cúmulo así como son parte de las más cercanas. Si es así, entonces Coma probablemente contenga decenas de miles de galaxias. La masa total de este cúmulo es de aproximadamente\(4 × 10^{15}\)\(M_{\text{Sun}}\) (masa suficiente para hacer 4 millones de mil millones de estrellas como el Sol).

Hagamos una pausa aquí por un momento de perspectiva. Ahora estamos discutiendo números por los cuales incluso los astrónomos a veces se sienten abrumados. El cúmulo de Coma puede tener 10, 20 o 30 mil galaxias, y cada galaxia tiene miles de millones y miles de millones de estrellas. Si viajaras a la velocidad de la luz, aún te tomaría más de 10 millones de años (más que la historia de la especie humana) atravesar este gigantesco enjambre de galaxias. Y si vivieras en un planeta a las afueras de una de estas galaxias, muchos otros miembros del cúmulo estarían lo suficientemente cerca como para ser vistas notables en tu cielo nocturno.

Figura Región\(\PageIndex{4}\) Central del Cluster de Coma.Esta imagen combinada de luz visible (del Sloan Digital Sky Survey) e infrarroja (del Telescopio Espacial Spitzer) ha sido codificada por colores para que las tenues galaxias enanas se vean como verdes. Anote el número de pequeñas manchas verdes en la imagen. El clúster está a aproximadamente 320 millones de años luz de nosotros.

Los cúmulos realmente ricos como Coma suelen tener una alta concentración de galaxias cerca del centro. Podemos ver galaxias elípticas gigantes en estas regiones centrales pero pocas, si las hay, galaxias espirales. Las espirales que sí existen generalmente ocurren en las afueras de los racimos.

Podríamos decir que las elípticas son altamente “sociales”: a menudo se encuentran en grupos y disfrutan mucho de “pasar el rato” con otras elípticas en situaciones de hacinamiento. Es precisamente en tales multitudes donde las colisiones son más probables y, como comentamos anteriormente, pensamos que la mayoría de las elípticas grandes se construyen a través de fusiones de galaxias más pequeñas.

Las espirales, por otro lado, son más “tímidas”: es más probable que se encuentren en racimos pobres o en los bordes de cúmulos ricos donde las colisiones tienen menos probabilidades de interrumpir los brazos espirales o despojar el gas necesario para la formación estelar continua.

LENTE GRAVITACIONAL

Como vimos en Black Holes y Curved Spacetime, el espacio-tiempo se curva más fuertemente en regiones donde el campo gravitacional es fuerte. La luz que pasa muy cerca de una concentración de materia parece seguir un camino curvo. En el caso de que la luz estelar pase cerca del Sol, medimos la posición de la estrella distante para que sea ligeramente diferente de su verdadera posición.

Ahora consideremos el caso de la luz de una galaxia distante o cuásar que pasa cerca de una concentración de materia como un cúmulo de galaxias en su viaje a nuestros telescopios. Según la relatividad general, la trayectoria de la luz puede estar doblada de diversas maneras; como resultado podemos observar imágenes distorsionadas e incluso múltiples (Figura\(\PageIndex{5}\)).

Figura\(\PageIndex{5}\) Lentes Gravitacionales. Este dibujo muestra cómo una lente gravitacional puede hacer dos imágenes. Dos rayos de luz de un cuásar distante se muestran doblados mientras pasan por una galaxia de primer plano; luego llegan juntos a la Tierra. Si bien los dos haces de luz contienen la misma información, ahora parecen provenir de dos puntos diferentes en el cielo. Este boceto es demasiado simplificado y no a escala, pero da una idea aproximada del fenómeno de la lente.

Las lentes gravitacionales pueden producir no solo imágenes dobles, como se muestra en la Figura\(\PageIndex{5}\), sino también múltiples imágenes, arcos o anillos. La primera lente gravitacional descubierta, en 1979, mostró dos imágenes del mismo objeto distante. Finalmente, los astrónomos utilizaron el Telescopio Espacial Hubble para capturar imágenes notables de los efectos de las lentes gravitacionales. Un ejemplo se muestra en la Figura\(\PageIndex{6}\).

Figura Imágenes\(\PageIndex{6}\) Múltiples de una Supernova con Lente Gravitacional. La luz de una supernova a una distancia de 9 mil millones de años luz pasó cerca de una galaxia en un cúmulo a una distancia de aproximadamente 5 mil millones de años luz. En la vista ampliada del recuadro de la galaxia, las flechas apuntan a las múltiples imágenes de la estrella explosiva. Las imágenes están dispuestas alrededor de la galaxia en un patrón en forma de cruz llamado Cruz de Einstein. Las rayas azules que se envuelven alrededor de la galaxia son las imágenes estiradas de la galaxia espiral anfitriona de la supernova, que ha sido distorsionada por la deformación del espacio.

La relatividad general predice que la luz de un objeto distante también puede amplificarse por el efecto de lente, haciendo así que los objetos de otro modo invisibles sean lo suficientemente brillantes como para detectarlos. Esto es particularmente útil para sondear las primeras etapas de la formación de galaxias, cuando el universo era joven. La figura\(\PageIndex{7}\) muestra un ejemplo de una galaxia débil muy distante que podemos estudiar en detalle sólo porque su trayectoria de luz pasa por una gran concentración de galaxias masivas y ahora vemos una imagen más brillante de la misma.

Figura Imágenes\(\PageIndex{7}\) distorsionadas de una galaxia distante producidas por lentes gravitacionales en un cúmulo de galaxias.Los contornos redondeados muestran la ubicación de imágenes distintas y distorsionadas de la galaxia de fondo resultantes de la lente por la masa en el cúmulo. La imagen en el recuadro en la parte inferior izquierda es una reconstrucción de cómo sería la galaxia con lente en ausencia del cúmulo, a partir de un modelo de distribución masiva del cúmulo, que puede derivarse del estudio de las imágenes de galaxias distorsionadas. La reconstrucción muestra muchos más detalles sobre la galaxia de los que se podrían haber visto en ausencia de lentes. Como muestra la imagen, esta galaxia contiene regiones de formación estelar que brillan como brillantes bulbos de árboles de Navidad. Estas son mucho más brillantes que cualquier región de formación estelar en nuestra Galaxia de la Vía Láctea.

Debemos señalar que la masa visible en una galaxia no es la única lente gravitacional posible. La materia oscura también puede revelarse produciendo este efecto. Los astrónomos están utilizando imágenes con lentes de todo el cielo para aprender más sobre dónde se encuentra la materia oscura y cuánto de ella existe.

Superclusters y vacíos

Después de que los astrónomos descubrieron cúmulos de galaxias, naturalmente se preguntaron si todavía había estructuras más grandes en el universo. ¿Se reúnen cúmulos de galaxias? Para responder a esta pregunta, debemos poder mapear grandes partes del universo en tres dimensiones. Debemos conocer no sólo la posición de cada galaxia en el cielo (eso son dos dimensiones) sino también su distancia de nosotros (la tercera dimensión).

Esto significa que debemos ser capaces de medir el corrimiento al rojo de cada galaxia en nuestro mapa. Tomar un espectro de cada galaxia individual para hacer esto es una tarea mucho más lenta que simplemente contar galaxias vistas en diferentes direcciones en el cielo, como lo hizo Hubble. Hoy en día, los astrónomos han encontrado formas de obtener los espectros de muchas galaxias en un mismo campo de visión (a veces cientos o incluso miles a la vez) para reducir el tiempo que lleva terminar sus mapas tridimensionales. Los telescopios más grandes también son capaces de medir los corrimientos al rojo y, por lo tanto, las distancias, de galaxias mucho más distantes y (de nuevo) hacerlo mucho más rápido de lo que antes era posible.

Otro reto que enfrentan los astrónomos para decidir cómo construir un mapa del universo es similar al que enfrenta el primer equipo de exploradores en un territorio enorme e inexplorado de la Tierra. Como solo hay una banda de exploradores y una enorme cantidad de tierra, tienen que tomar decisiones sobre a dónde ir primero. Una estrategia podría ser ponchar en línea recta para tener una idea del terreno. Podrían, por ejemplo, cruzar algunas praderas mayormente vacías y luego chocar contra un denso bosque. A medida que se abren paso por el bosque, aprenden lo grueso que es en la dirección en la que viajan, pero no su ancho a su izquierda o derecha. Entonces un río cruza su camino; mientras cruzan, pueden medir su anchura pero no aprender nada de su longitud. Aún así, a medida que avanzan en línea recta, comienzan a tener alguna idea de cómo es el paisaje y pueden hacer al menos parte de un mapa. Otros exploradores, ponchando en otras direcciones, algún día ayudarán a rellenar las partes restantes de ese mapa.

Tradicionalmente, los astrónomos han tenido que tomar el mismo tipo de elecciones. No podemos explorar el universo en todas direcciones a “profundidad” infinita o sensibilidad: hay demasiadas galaxias y muy pocos telescopios para hacer el trabajo. Pero podemos escoger una sola dirección o una pequeña porción del cielo y comenzar a mapear las galaxias. Margaret Geller, el fallecido John Huchra, y sus alumnos del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica fueron pioneros en esta técnica, y varios otros grupos han ampliado su trabajo para cubrir mayores volúmenes de espacio.

MARGARET GELLER: TOPÓGRAFO CÓSMICO

Nacida en 1947, Margaret Geller es hija de una química que fomentó su interés por la ciencia y la ayudó a visualizar la estructura tridimensional de las moléculas cuando era niña. (Era una habilidad que luego sería muy útil para visualizar la estructura tridimensional del universo). Ella recuerda estar aburrida en la escuela primaria, pero sus padres la animaron a leer por su cuenta. Sus recuerdos también incluyen mensajes sutiles de maestros de que las matemáticas (su fuerte interés temprano) no era un campo para las niñas, pero ella no se dejó disuadir.

Geller obtuvo una licenciatura en física de la Universidad de California en Berkeley y se convirtió en la segunda mujer en recibir un doctorado en física de Princeton. Allí, mientras trabajaba con James Peebles, uno de los cosmólogos más destacados del mundo, se interesó por los problemas relacionados con la estructura a gran escala del universo. En 1980, aceptó un puesto de investigación en el Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, una de las instituciones más dinámicas de la nación para la investigación astronómica. Vio que para avanzar en la comprensión de cómo se organizan las galaxias y los cúmulos, se requería una serie mucho más intensiva de encuestas. A pesar de que no daría fruto por muchos años, Geller y sus colaboradores iniciaron la larga y ardua tarea de mapear las galaxias (Figura\(\PageIndex{8}\)).

Figura\(\PageIndex{8}\) Margaret Geller. El trabajo de Geller mapeando e investigando galaxias nos ha ayudado a comprender mejor la estructura del universo.

Su equipo tuvo la suerte de tener acceso a un telescopio que podría dedicarse a su proyecto, el reflector de 60 pulgadas en el Monte Hopkins, cerca de Tucson, Arizona, donde ellos y sus asistentes tomaron espectros para determinar las distancias de las galaxias. Para obtener una porción del universo, apuntaron su telescopio a una posición predeterminada en el cielo y luego dejaron que la rotación de la Tierra trajera nuevas galaxias a su campo de visión. De esta manera, midieron las posiciones y corrimientos al rojo de más de 18,000 galaxias e hicieron una amplia gama de mapas interesantes para mostrar sus datos. Sus encuestas ahora incluyen “rebanadas” en los hemisferios norte y sur.

A medida que la noticia de su importante trabajo se extendió más allá de la comunidad de astrónomos, Geller recibió una beca de la Fundación MacArthur en 1990. Estas becas, popularmente llamadas “premios genio”, están diseñadas para reconocer el trabajo verdaderamente creativo en una amplia gama de campos. Geller sigue teniendo un fuerte interés en la visualización y ha realizado (con el cineasta Boyd Estus) varios videos galardonados explicando su trabajo a no científicos (uno se titula So Many Galaxies. Tan Poco Tiempo). Ha aparecido en una variedad de programas de noticias y documentales nacionales, incluyendo el MacNeil/Lehrer NewsHour, The Astrónomos y The Infinite Voyage. Enérgica y franca, ha dado charlas sobre su trabajo a muchas audiencias de todo el país, y trabaja arduamente para encontrar formas de explicar al público la importancia de sus encuestas pioneras.

“Es emocionante descubrir algo que nadie ha visto antes. [Ser] una de las tres primeras personas en ver esa porción del universo [era] una especie de ser como Colón.. ¡Nadie esperaba un patrón tan llamativo!” —Margaret Geller

Descubre más sobre el trabajo de Geller y Huchra (incluyendo entrevistas con Geller) en este video NOVA de 4 minutos. También puedes conocer más sobre sus conclusiones e investigaciones adicionales a las que condujo.

El proyecto de mapeo del universo más grande hasta la fecha es el Sloan Digital Sky Survey (consulte el cuadro de características Haciendo conexiones Astronomía y tecnología: The Sloan Digital Sky Survey al final de esta sección). En la Figura se muestra una gráfica de la distribución de galaxias mapeadas por el levantamiento de Sloan\(\PageIndex{8}\). Para sorpresa de los astrónomos, mapas como el de la figura mostraron que los cúmulos de galaxias no están dispuestos de manera uniforme en todo el universo, sino que se encuentran en enormes supercúmulos filamentosos que parecen grandes arcos de manchas de tinta salpicadas en una página. Los supercúmulos se asemejan a una hoja de papel desgarrada irregularmente o a un panqueque, pueden extenderse por cientos de millones de años luz en dos dimensiones, pero solo tienen un grosor de 10 a 20 millones de años luz en la tercera dimensión. Un estudio detallado de algunas de estas estructuras muestra que sus masas son algunas veces\(10^{16}\)\(M_{\text{Sun}}\), lo que es 10,000 veces más masivo que la Galaxia de la Vía Láctea.

Echa un vistazo a esta visualización animada de la estructura a gran escala de la encuesta de Sloan.

Figura\(\PageIndex{8}\): Mapa Digital Sky Survey de Sloan de la Estructura a Gran Escala del Universo.Esta imagen muestra cortes del mapa SDSS. El punto en el centro corresponde a la Vía Láctea y podría decir “¡Estás Aquí!” Los puntos en el mapa que se mueven hacia afuera desde el centro están más lejos. La distancia a las galaxias está indicada por sus desplazamientos al rojo (siguiendo la ley del Hubble), mostrados en la línea horizontal que va justo desde el centro. El desplazamiento al rojo z\( = \Delta \lambda/ \lambda\), donde\(\Delta \lambda\) es la diferencia entre la longitud de onda observada y la longitud de onda\(\lambda\) emitida por una fuente inmóvil en el laboratorio. El ángulo de la hora en el cielo se muestra alrededor de la circunferencia de la gráfica circular. Los colores de las galaxias indican las edades de sus estrellas, con el color más rojo mostrando galaxias que están hechas de estrellas más viejas. El círculo exterior está a una distancia de dos mil millones de años luz de nosotros. Tenga en cuenta que las galaxias rojas (estrellas más antiguas) están más fuertemente agrupadas que las galaxias azules (estrellas jóvenes). Las áreas no mapeadas son donde nuestra visión del universo se ve obstruida por el polvo en nuestra propia Galaxia.

Separando los filamentos y las láminas en un supercúmulo se encuentran vacíos, que parecen enormes burbujas vacías amuralladas por los grandes arcos de las galaxias. Tienen diámetros típicos de 150 millones de años luz, con los cúmulos de galaxias concentrados a lo largo de sus paredes. Toda la disposición de filamentos y huecos nos recuerda a una esponja, al interior de un panal, o a un trozo de queso suizo con agujeros muy grandes. Si tomas una buena rebanada o sección transversal a través de alguno de estos, verás algo que se parece más o menos a Figura\(\PageIndex{8}\).

Antes de que se descubrieran estos vacíos, la mayoría de los astrónomos probablemente habrían predicho que las regiones entre cúmulos gigantes de galaxias estaban llenas de muchos pequeños grupos de galaxias, o incluso con galaxias individuales aisladas. Las búsquedas cuidadosas dentro de estos vacíos han encontrado pocas galaxias de cualquier tipo. Al parecer, el 90 por ciento de las galaxias ocupan menos del 10 por ciento del volumen del espacio.

Ejemplo\(\PageIndex{1}\): distribución de galaxias

Para determinar la distribución de las galaxias en el espacio tridimensional, los astrónomos tienen que medir sus posiciones y sus corrimientos al rojo. Cuanto mayor sea el volumen de espacio encuestado, más probable es que la medición sea una muestra justa del universo en su conjunto. Sin embargo, el trabajo involucrado aumenta muy rápidamente a medida que aumenta el volumen cubierto por la encuesta.

Hagamos un cálculo rápido para ver por qué esto es así.

Supongamos que ha completado una encuesta de todas las galaxias dentro de los 30 millones de años luz y ahora quiere realizar una encuesta a 60 millones de años luz. ¿Qué volumen de espacio cubre tu segunda encuesta? ¿Cuánto más grande es este volumen que el volumen de tu primera encuesta? Recuerda que el volumen de una esfera, V, viene dado por la fórmula

\[V = \dfrac{4}{3}\pi R^3 \nonumber\]

donde\(R\) está el radio de la esfera.

Solución

Dado que el volumen de una esfera depende\(R^3\) y la segunda encuesta alcanza el doble de distancia, cubrirá un volumen que es\(2^3 = 8\) veces mayor. El volumen total cubierto por la segunda encuesta será

\[(4/3) \pi \times (60 \text{ million light-years})^3 = 9 \times 10^{23} \text{ light-years}^3. \nonumber\]

Ejercicio\(\PageIndex{1}\)

Supongamos que ahora quiere ampliar su encuesta a 90 millones de años luz. ¿Qué volumen de espacio se cubre y cuánto más grande que el volumen de la segunda encuesta?

Contestar

El volumen total cubierto es\[(4/3) \pi \times (90 \text{ million light-years})^3 = 3.05 \times 10^{24} \text{ light-years}^3. \nonumber\] La encuesta alcanza 3 veces más distancia, por lo que cubrirá un volumen que es\(3^3 = 27\) veces mayor.

Actualmente se están diseñando y construyendo telescopios y levantamientos aún más grandes y sensibles para mirar cada vez más lejos en el espacio y atrás en el tiempo. El nuevo Telescopio Milimétrico Grande de 50 metros en México y el Atacama Large Millimeter Array en Chile pueden detectar radiación infrarroja lejana y de ondas milimétricas de galaxias masivas en ráfagas estelares a corrimientos al rojo y, por lo tanto, distancias más del 90% del camino de regreso al Big Bang. Estos no se pueden observar con luz visible porque sus regiones de formación estelar están envueltas en nubes de polvo espeso. Y en 2021, está programado el lanzamiento del Telescopio Espacial James Webb de 6.5 metros de diámetro. Será el primer telescopio importante de luz visible e infrarrojo cercano nuevo en el espacio desde que Hubble se lanzó más de 25 años antes. Uno de los principales objetivos de este telescopio es observar directamente la luz de las primeras galaxias e incluso las primeras estrellas en brillar, menos de 500 millones de años después del Big Bang.

En este punto, si has estado pensando en nuestras discusiones sobre el universo en expansión en Galaxias, tal vez te estés preguntando qué es exactamente lo que en Figura\(\PageIndex{8}\) se está expandiendo. Sabemos que las galaxias y cúmulos de galaxias se mantienen unidos por su gravedad y no se expanden como lo hace el universo. Sin embargo, los huecos sí se hacen más grandes y los filamentos se separan más a medida que se estira el espacio (ver The Big Bang).

ASTRONOMÍA Y TECNOLOGÍA: EL SONDEO DIGITAL DEL CIELO SLOAN

En los días de Edwin Hubble, los espectros de galaxias tuvieron que tomarse uno a la vez. La tenue luz de una galaxia distante reunida por un gran telescopio se puso a través de una hendidura, y luego se utilizó un espectrómetro (también llamado espectrógrafo) para separar los colores y registrar el espectro. Este fue un proceso laborioso, mal adaptado a las demandas de hacer mapas a gran escala que requieren los desplazamientos al rojo de muchos miles de galaxias.

Pero la nueva tecnología ha llegado al rescate de los astrónomos que buscan mapas tridimensionales del universo de las galaxias. Un ambicioso estudio del cielo se produjo utilizando un telescopio especial, una cámara y un espectrógrafo sobre las montañas Sacramento de Nuevo México. Llamado el Sloan Digital Sky Survey (SDSS), después de la fundación que proporcionó una gran parte de los fondos, el programa utilizó un telescopio de 2.5 metros (aproximadamente la misma apertura que el Hubble) como cámara astronómica de gran angular. Durante un programa de mapeo que duró más de diez años, los astrónomos utilizaron los 30 dispositivos de carga acoplada (CCD) del SDSS —detectores de luz electrónicos sensibles similares a los utilizados en muchas cámaras digitales y teléfonos celulares— para tomar imágenes de más de 500 millones de objetos y espectros de más de 3 millones, cubriendo más de uno- cuarto de la esfera celeste. Al igual que muchos proyectos grandes en la ciencia moderna, la Encuesta Sloan involucró a científicos e ingenieros de muchas instituciones diferentes, que van desde universidades hasta laboratorios nacionales.

Cada noche clara durante más de una década, los astrónomos utilizaron el instrumento para realizar imágenes que registraban la posición y el brillo de los objetos celestes en largas franjas del cielo. La información en cada tira se registró digitalmente y se conservó para las generaciones futuras. Cuando el ver (recordar este término de Astronomical Instruments) solo era adecuado, el telescopio se utilizó para tomar espectros de galaxias y cuásares, pero lo hizo para hasta 640 objetos a la vez.

La clave del éxito del proyecto fue una serie de fibras ópticas, tubos delgados de vidrio flexible que pueden transmitir luz desde una fuente al CCD que luego registra el espectro. Después de tomar imágenes de una parte del cielo e identificar qué objetos son galaxias, los científicos del proyecto perforaron una placa de aluminio con agujeros para unir fibras en la ubicación de cada galaxia. El telescopio fue entonces apuntado a la sección derecha del cielo, y las fibras condujeron la luz de cada galaxia al espectrómetro para su registro individual (Figura\(\PageIndex{9}\)).

Figura\(\PageIndex{9}\) Sloan Encuesta Digital del Cielo. (a) El telescopio Sloan Digital Sky Survey se ve aquí frente a las montañas de Sacramento en Nuevo México. (b) El astrónomo Richard Kron inserta algunas de las fibras ópticas en la placa preperforada para permitir que los instrumentos hagan muchos espectros de galaxias al mismo tiempo.

Alrededor de una hora fue suficiente para cada conjunto de espectros, y las placas de aluminio pretaladradas pudieron cambiarse rápidamente. Así, fue posible tomar hasta 5000 espectros en una noche (siempre que el clima fuera lo suficientemente bueno).

El levantamiento de galaxias condujo a un mapa del cielo más completo que nunca antes, permitiendo a los astrónomos probar sus ideas sobre la estructura a gran escala y la evolución de las galaxias contra una impresionante variedad de datos reales.

La información registrada por la Encuesta Sloan tambalea la imaginación. Los datos llegaron a 8 megabytes por segundo (esto significa 8 millones de números individuales o caracteres por segundo). A lo largo del proyecto, los científicos registraron más de 15 terabytes, o 15 mil millones de bytes, que estiman es comparable a la información contenida en la Biblioteca del Congreso. Organizar y clasificar este volumen de datos y extraer los resultados científicos útiles que contiene es un desafío formidable, incluso en nuestra era de la información. Al igual que muchos otros campos, la astronomía ha entrado ahora en una era de “Big Data”, requiriendo supercomputadoras y algoritmos informáticos avanzados para tamizar todos esos terabytes de datos de manera eficiente.

Una solución muy exitosa al desafío de tratar con conjuntos de datos tan grandes es recurrir a la “ciencia ciudadana”, o crowdsourcing, un enfoque que el SDSS ayudó a ser pionero. El ojo humano es muy bueno para reconocer diferencias sutiles entre formas, como entre dos galaxias espirales diferentes, mientras que las computadoras a menudo fallan en tales tareas. Cuando los astrónomos del proyecto Sloan quisieron catalogar las formas de algunos de los millones de galaxias en sus nuevas imágenes, lanzaron el proyecto “Galaxy Zoo”: voluntarios de todo el mundo recibieron un breve curso de capacitación en línea, luego se les proporcionó algunas docenas de imágenes de galaxias para clasificar a ojo. El proyecto tuvo un gran éxito, lo que resultó en más de 40 millones de clasificaciones de galaxias por parte de más de 100 mil voluntarios y el descubrimiento de nuevos tipos de galaxias completamente nuevos.

Conoce más sobre cómo puedes formar parte del proyecto de clasificación de galaxias en este esfuerzo de ciencia ciudadana. Este programa forma parte de toda una serie de proyectos de “ciencia ciudadana” que permiten a personas de todos los ámbitos de la vida formar parte de la investigación en la que los astrónomos profesionales (y académicos en un número creciente de campos) necesitan ayuda.

Conceptos clave y resumen

Los recuentos de galaxias en diversas direcciones establecen que el universo a gran escala es homogéneo e isotrópico (el mismo en todas partes y lo mismo en todas las direcciones, aparte de los cambios evolutivos con el tiempo). La igualdad del universo en todas partes se conoce como el principio cosmológico. Las galaxias se agrupan en cúmulos. La Vía Láctea es miembro del Grupo Local, que contiene al menos 54 galaxias miembros. Los cúmulos ricos (como Virgo y Coma) contienen miles o decenas de miles de galaxias. Los cúmulos de galaxias a menudo se agrupan junto con otros grupos para formar estructuras a gran escala llamadas supercúmulos, que pueden extenderse a distancias de varios cientos de millones de Los racimos y supercúmulos se encuentran en estructuras filamentosas que son enormes pero que llenan solo una pequeña fracción del espacio. La mayor parte del espacio consiste en grandes vacíos entre supercúmulos, con casi todas las galaxias confinadas a menos del 10% del volumen total.

Glosario

principio cosmológico

la suposición de que, a gran escala, el universo en un momento dado es el mismo en todas partes, isotrópico y homogéneo

homogéneo

tener una distribución consistente y uniforme de la materia que es la misma en todas partes

isotrópico

lo mismo en todas las direcciones

Grupo Local

un pequeño cúmulo de galaxias a las que pertenece nuestra Galaxia

supercúmulo

una gran región del espacio (más de 100 millones de años luz de diámetro) donde los grupos y cúmulos de galaxias están más concentrados; un cúmulo de cúmulos de galaxias

nulo

una región entre cúmulos y supercúmulos de galaxias que parece relativamente vacía de galaxias