C√ļmulos: Agrupaciones estelares y de galaxias en el espacio

Hablar de C√ļmulos, nos lleva como referencia a lo que son las agrupaciones de algunas cosas. Un ejemplo a nivel astron√≥mico, es el de los c√ļmulos de estrellas. Estas son atra√≠das entre s√≠ por su gravedad mutua y es lo que llega a formar el c√ļmulo como tal. Con respecto a los c√ļmulos estelares, estos se han clasificado tradicionalmente de dos maneras: los c√ļmulos globulares y los c√ļmulos abiertos, que tambi√©n son llamados c√ļmulos gal√°cticos.

Estas agrupaciones son de gran inter√©s para la NASA e incluso tiene equipos capacitados especialmente para la b√ļsqueda de los mismos. Un registro notorio sobre este acontecimiento se realiz√≥ el pasado 2016 en el mes de enero, donde se realiz√≥ una b√ļsqueda que llev√≥ el nombre de Cacer√≠a XXL de c√ļmulos de galaxias, espec√≠ficamente. Este nombre se escogi√≥ ya que a trav√©s de rayos X de √°rea sur se realiz√≥ el sondeo XXL.

En este sentido, otro t√©rmino que es necesario explicar es el de los c√ļmulos de galaxias. Esta clasificaci√≥n de c√ļmulos espaciales, se tratan de congregaciones masivas de galaxias que adem√°s albergan inmensas reservas de gas caliente que poseen temperaturas que resultan ser tan elevadas que llegan a producir rayos X. Llegando a convertirse en estructuras que resultan ser √ļtiles para los astr√≥nomos.

El gran inter√©s surge ya que se cree que la construcci√≥n de estos est√° influenciada por los componentes m√°s extra√Īos del Universo, lo cuales son: la materia oscura y la energ√≠a oscura. Los estudios han indicado que las propiedades en diferentes etapas de la historia del Universo, registran que los c√ļmulos de galaxia podr√≠an arrojar luz sobre el poco conocido lado oscuro del Universo.

Cacer√≠a XXL de c√ļmulos de galaxias

El grupo de especialistas que se encarg√≥ de esta cacer√≠a, estuvo conformado por m√°s de 100 astr√≥nomos de todo el mundo. La b√ļsqueda de estos monstruos c√≥smicos inici√≥ espec√≠ficamente en el a√Īo 2011. Ahora bien, por un lado la radiaci√≥n alta de energ√≠a de los rayos X revela que su ubicaci√≥n es absorbida por la atm√≥sfera de la Tierra. Sin embargo, adem√°s de esto, puede ser detectada por los observatorios de rayos X en el espacio.

Cacer√≠a XXL de c√ļmulos de galaxias

Para realizar esta investigación, lo que hicieron fue combinar el sondeo XMM-Newton de ESA, esto fue lo que implicó la mayor adjudicación de tiempo de observación jamás otorgada a este telescopio en órbita. También se elaboró junto a observaciones provenientes de ESO y otros observatorios. Como resultado obtuvieron una enorme y creciente recopilación de datos de todo el espectro electromagnético, que se ha denominado colectivamente el sondeo XXL.

Este sondeo que llev√≥ la numeraci√≥n de XXL, tuvo como finalidad principal la de proporcionar un muestreo espec√≠fico y definido de aproximadamente 500 c√ļmulos de galaxias encontrados a una distancia en la que el Universo se encontraba en la mitad de su edad actual, conforme a lo que detalla Marguerite Pierre de CEA, Saclay, Francia. Lo que logr√≥ captar como tal las im√°genes de dos zonas del cielo, fue el telescopio XMM-Newton.

Tambi√©n puedes leer:¬†DETALLES SOBRE LOS METEOROIDES Y SUS NOTICIAS M√ĀS ACTUALES

Las zonas que fueron halladas en el cielo ten√≠an cada una un tama√Īo de cien veces el √°rea de la luna llena. De hecho, este tama√Īo pudo ser determinado en un intento por descubrir un gran n√ļmero de c√ļmulos de galaxias no conocidas previamente. Este equipo que conforma el sondeo XXL ha publicado sus conclusiones en una serie de art√≠culos cient√≠ficos que refieren a los 100 c√ļmulos m√°s brillantes que fueron descubiertos durante el tiempo de exploraci√≥n.

Observaciones con instrumento EFOSC2

De igual forma, tambi√©n se us√≥ para ese sondeo un grupo de observaciones que fueron realizadas con el instrumento EFOSC2. Este instrumento fue instalado en el New Technology Telescope (NTT), acompa√Īado del instrumento FORS que se acopl√≥ tambi√©n al Very Large Telescope de ESO (VLT). Lo que se ten√≠a previsto cuando se reuni√≥ este equipo, fue analizar cuidadosamente la luz proveniente de galaxias dentro de estos c√ļmulos de galaxias.

Pero¬† lo fundamental de esto es que permiti√≥ al equipo que se realizaran medidas de las distancias exactas hasta los c√ļmulos de galaxias. Esto fue lo que proporcion√≥ entonces, una vista tridimensional del cosmos, la cual era requerida para realizar las mediciones m√°s precisas sobre la misteriosa materia oscura y la energ√≠a oscura. De esto se espera que el sondeo XXL genere diversos resultados interesantes e imprevistos. Sin embargo, a√ļn con la quinta parte de los datos finales, ya han surgido importantes y sorprendentes hallazgos.

Entre los art√≠culos cient√≠ficos publicados, con respecto a la b√ļsqueda de c√ļmulos estelares, espec√≠ficamente este sondeo mencionado, se informa sobre todo el descubrimiento de cinco nuevos s√ļper c√ļmulos. Esto quiere decir que se trata sobre c√ļmulos de c√ļmulos de galaxias que se van agregando a los ya conocidos, como nuestro propio s√ļper c√ļmulo que es denominado como Laniakea.

Adem√°s de este dato tan importante para la astronom√≠a, tambi√©n existe otro informe que revela a las observaciones de seguimiento a un c√ļmulo de galaxias en particular (informalmente conocido como XLSSC-116). Este c√ļmulo de galaxias est√° ubicado a una distancia de seis mil millones de a√Īos luz y al utilizar el instrumento MUSE del VLT, se observ√≥ en dicho c√ļmulo una fuente de luz inusualmente brillante y difusa.

C√ļmulos de galaxias

Por primera vez se ha logrado analizar en detalle la luz difusa que se observa en un c√ļmulo de galaxias distante, lo cual ha demostrado la potencia de MUSE para estas valiosas investigaciones, seg√ļn los an√°lisis realizados por el Laboratorio de Astrof√≠sica de Marsella, Francia. Dentro de este equipo, tambi√©n se utilizaron los datos que confirman el concepto que es el que postula que los c√ļmulos de galaxias fueron versiones de los actuales.

Esta investigaci√≥n, arroja adem√°s que se trata de escalas reducidas de los que actualmente hemos observado, ya que se trata de c√ļmulos de galaxias que exist√≠an en el pasado. Este tipo de descubrimientos son importantes para poder comprender de manera te√≥rica, lo que tiene referencia a la evoluci√≥n de los c√ļmulos a lo largo de la historia del Universo. Ya que la forma de conocer lo ocurrido en el espacio en tiempos pasados, solo puede hacerse a trav√©s de indagaciones cient√≠ficas y astron√≥micas.

Tambi√©n puedes leer:¬†4 TEOR√ćAS FUNDAMENTALES ACERCA DEL ORIGEN DEL UNIVERSO DESDE LA ANTIG√úEDAD

Solo el acto de contar los c√ļmulos de galaxias en los datos XXL lograron confirmar, adem√°s, un resultado previo bastante peculiar. Resulta que existen menos c√ļmulos distantes que los esperables, basados en predicciones con par√°metros cosmol√≥gicos que fueron calculados por el telescopio Planck de ESA. Sin embargo, aun se desconoce el motivo de esta discrepancia, por esta raz√≥n el equipo espera llegar a comprender esta curiosidad cosmol√≥gica con el muestreo completo de c√ļmulos en los pr√≥ximos tiempos.

Los resultados mencionados son bastante relevantes para la ciencia y además de esto, no se tratan más que de una forma anticipada de mostrar lo que se espera conseguir con este enorme sondeo de algunos de los objetos más masivos del Universo. La mayoría de los artículos científicos que describen este sondeo pueden ser encontradas en la reconocida revista Astronomy & Astrophysics.

Clasificaci√≥n de los c√ļmulos estelares

Entre los distintos tipos de c√ļmulos que hay en el espacio, es importante describir de qu√© se trata uno de ellos, en este caso se van a explicar lo que son los c√ļmulos globulares y los c√ļmulos abiertos. Viendo que inicialmente se explicaron lo que son las agrupaciones de galaxias, la importancia de sus exploraciones y sondeos realizados para la elaboraci√≥n de sus estudios.

Clasificaci√≥n de los c√ļmulos estelares

En primer lugar, es necesario definir lo que son los c√ļmulos globulares. Se trata de agrupaciones bastantes densas y que poseen centenares de miles o millones de estrellas viejas. Cuando se habla de estrellas viejas, quiere decir que tienen una edad de m√°s de mil millones de a√Īos aproximadamente. Y son estas estrellas las que conforman este tipo de agrupaci√≥n y lo caracteriza principalmente.

Por otra parte, existen tambi√©n los c√ļmulos abiertos que generalmente poseen centenares o millares de estrellas j√≥venes. En este caso se trata de aquellas estrellas que tienen menos de cien millones de a√Īos o incluso aquellas de edad intermedia, es decir, entre cien millones y mil millones de a√Īos. Algo que caracteriza a los c√ļmulos abiertos, es que son disgregados a lo largo del tiempo.

Esto implica que en los c√ļmulos abiertos las estrellas se van dispersando y esto ocurre por su interacci√≥n gravitatoria con las nubes moleculares en su movimiento por la galaxia. Por otra parte, en los c√ļmulos globulares m√°s densos, existe mayor estabilidad frente a su disgregaci√≥n. Sin embargo a largo plazo, tambi√©n terminan siendo destruidos.

Diferencias entre c√ļmulos globulares y abiertos

Lo que se menciona principalmente entre las diferencias de estos c√ļmulos, es el n√ļmero de estrellas que hay entre las misma, esto es a lo que se refiere su tama√Īo en masa o la masa de los c√ļmulos estelares. Otra diferencia es la edad que existe entre los dos tipos tradicionales de c√ļmulos, como ya se hab√≠a mencionado con anticipaci√≥n. Por otra parte, tambi√©n es posible distinguirlos por su metalicidad.

La metalicidad de los c√ļmulos abiertos suele ser mucho mayor, ya que estos c√ļmulos son ricos en metales, mientras que por otra parte los c√ļmulos globulares son pobres con respecto a los metales. Otra gran diferencia entre los c√ļmulos, radica en su √≥rbita, ya que los c√ļmulos abiertos ata√Īen a la poblaci√≥n del disco de la galaxia; por otra parte los c√ļmulos globulares pertenecen al halo. Contradictoriamente, no existen diferencias grandes entre los tama√Īos de los n√ļcleos de ambos tipos de c√ļmulos, que en ambos casos es de unos pocos p√°rsecs.

Clasificación pasada

Para la d√©cada de los 80‚Äôs y 90‚Äôs ocurri√≥ un importante descubrimiento en el que se realiz√≥ la tradicional clasificaci√≥n que en realidad no abarcaba todos los c√ļmulos estelares existentes en todo el espacio universal. Un ejemplo de ellos es el de la Nube de Magallanes. Dentro de ella, existen c√ļmulos que son tan masivos como los globulares pero j√≥venes (R136, el n√ļcleo de 30 Doradus, es el caso m√°s notorio).

Por otra parte, se descubrieron en otras galaxias (por ejemplo, M82) en aquellos a√Īos superc√ļmulos estelares tan masivos o m√°s como los globulares pero j√≥venes. Adem√°s en algunos de esos superc√ļmulos estelares (NGC 3603, Westerlund 1) tambi√©n se han identificado en el plano de nuestra propia galaxia, escondidos tras grandes nubes de polvo.

De la misma forma, se comprob√≥ que la diferencia entre c√ļmulos estelares (que son objetos ligados, esto es, unidos por su atracci√≥n gravitatoria) y asociaciones estelares (agrupaciones que no est√°n unidas gravitacionalmente y que se dispersan lentamente) no est√° bien marcada. Algunas agrupaciones estelares nacen como c√ļmulos, otras como asociaciones estelares, otras como c√ļmulos rodeadas de asociaciones y otras en un estado lim√≠trofe entre c√ļmulos y asociaciones.

Tambi√©n puedes leer: 3 NOVEDADES DE LAS NEBULOSAS Y SU CLASIFICACI√ďN EN EL COSMOS

Sin embargo, tarde o temprano todas ellas acaban disgreg√°ndose. Aunque como ya hemos mencionado, los c√ļmulos globulares (los cuales cuando son j√≥venes se llaman superc√ļmulos estelares) son los que perduran m√°s. Se puede observar que existen c√ļmulos globulares que se formaron al principio de la vida de nuestra galaxia. Pero por otro lado, tambi√©n es posible apreciar c√≥mo algunos c√ļmulos globulares poseen colas de marea.

Colas de marea

Estas colas de marea que poseen algunos c√ļmulos globulares, son rastros de estrellas que se han ido desprendiendo del c√ļmulo a lo largo de su historia y que presagian su dispersi√≥n final. Sin embargo, adem√°s existe una clasificaci√≥n moderna de las agrupaciones estelares (c√ļmulos o asociaciones) debe incluir al menos tres variables: la edad, la masa y el estado gravitacional; y quiz√°s dos m√°s, que son la metalicidad y el tipo de √≥rbita al que pertenece.

Colas de marea

La astronom√≠a y los c√ļmulos

Existe un marcado inter√©s astron√≥mico de los c√ļmulos, entre los que es imprescindible mencionar al C√ļmulo globular G1 en M31. Estos c√ļmulos estelares son los que han colaborado en la comprensi√≥n de lo que es la evoluci√≥n estelar, al ser estrellas formadas en la misma √©poca a partir del material de una nube molecular. Adem√°s de esto, representan un paso fundamental en la determinaci√≥n de la escala del Universo.

En algunas ocasiones, los c√ļmulos abiertos m√°s cercanos se pueden utilizar para medir sus distancias absolutas por medio de la t√©cnica del paralaje. Uno de los grandes medidores, de hecho, es el del diagrama de Hertzsprung-Russell de estos c√ļmulos que con este, se puede representar con los valores de luminosidad absoluta. Por otra parte, los diagramas que son similares y que tambi√©n eval√ļan los c√ļmulos cuya distancia no es conocida, pueden ser comparados con los de distancia calibrada estimando la distancia que los separa de nosotros.

Especificidad del c√ļmulo globular

Es importante mencionar con m√°s detalle lo que es un c√ļmulo globular o tambi√©n conocido como globular cluster, en ingl√©s. Se trata de un tipo de c√ļmulo estelar que consiste en una agrupaci√≥n de 100.000 a 1.000.000 de estrellas viejas. Esto significa que es de Poblaci√≥n II. Las estrellas de este tipo de c√ļmulos est√°n gravitacionalmente ligadas, con distribuci√≥n aproximadamente esf√©rica y que orbitan en torno a una galaxia de manera similar a un sat√©lite.

Estas estrellas viejas son las que le dan a los c√ļmulos globulares su t√≠pico distintivo color dorado, que son s√≥lo visibles por medio de la fotograf√≠a en color. Generalmente est√°n compuestos por cientos de miles de estrellas viejas, del mismo tipo que las que componen el bulbo de una galaxia espiral, pero confinadas en un volumen de s√≥lo unos pocos p√°rsecs c√ļbicos.

En realidad algunos c√ļmulos globulares, como lo son el Omega Centauri en la V√≠a L√°cea y G1 en M31 en la galaxia de Andr√≥meda, son extraordinariamente masivos, del orden de varios millones de masas solares. Por otra parte, tambi√©n existen otros como M15. Este √ļltimo es otro c√ļmulo que est√° ubicado en nuestra V√≠a L√°ctea, tienen n√ļcleos extremadamente masivos, lo que hace sospechar la presencia de agujeros negros en sus centros.

Adem√°s de este misterio, cada c√ļmulo globular parece tener una edad definida, por supuesto con unas pocas excepciones notables. Esto quiere decir, que todas las estrellas de un c√ļmulo globular est√°n aproximadamente en la misma etapa de su evoluci√≥n, lo que sugiere que todas se han formado al mismo tiempo. Fue el reconocimiento de este hecho, estudiando los diagramas de Hertzsprung-Russell de c√ļmulos globulares, lo que dio lugar a una primera teor√≠a de evoluci√≥n de las estrellas.

Densidad estelar

Cada c√ļmulo globular posee una densidad estelar muy alta. De esta forma existen fuertes interacciones entre lo que son sus estrellas componentes y adem√°s, suelen ocurrir colisiones con relativa frecuencia. Algunos tipos que son ex√≥ticos entre las estrellas, como las rezagadas azules (blue stragglers, en ingl√©s), los p√ļlsares milisegundo y las binarias de poca masa emisoras de rayos X son mucho m√°s frecuentes en los c√ļmulos globulares.

Cantidad de c√ļmulos globulares

En el espacio existen una cantidad bastante numerosa de c√ļmulos globulares. Existen al menos 150 c√ļmulos que son conocidos en la V√≠a L√°ctea. Incluso es probable que existan 10 o 20 m√°s que aun no han sido descubiertos. De hecho, galaxias m√°s grandes como M31 tienden a tener a√ļn m√°s (M31 contar√≠a con al menos 500). Algunas galaxias el√≠pticas gigantes, como M87, podr√≠an tener 10.000 c√ļmulos globulares o incluso m√°s a√ļn. Los c√ļmulos orbitan alrededor de la galaxia a gran distancia, t√≠picamente a unos 100 kilop√°rsecs o m√°s.

Metalicidad

El contenido en metales de los c√ļmulos globulares es bastante peculiar, ya que est√°n formados generalmente por estrellas pertenecientes a la Poblaci√≥n II. Estas estrellas tienen bajo contenido en metales, en comparaci√≥n con las estrellas de Poblaci√≥n I, que son aproximadamente como el Sol. Astron√≥micamente se llaman metales a todos los elementos que son m√°s pesados que el helio, como el carbono, el ox√≠geno, entre otros.

Tambi√©n en astronom√≠a, un «metal» es aquel elemento distinto de hidr√≥geno, helio o litio. La raz√≥n es que estos √ļltimos elementos mencionados, son los √ļnicos elementos que se encuentran naturalmente sin necesidad de la Fusi√≥n Nuclear que se da en las estrellas. Otro aspecto a considerar en este punto, es que en muchas galaxias, especialmente en las galaxias el√≠pticas masivas, puede haber dos poblaciones de c√ļmulos globulares con diferente metalicidad.

A esto se le llaman subpoblaciones de c√ļmulos y son normalmente conocidas como ‚Äúpobres en metales‚ÄĚ y ‚Äúricas en metales‚ÄĚ. Por otra parte, la composici√≥n de aquella que contiene m√°s metales no llega a alcanzar la metalicidad del Sol. De acuerdo a distintos autores, se han sugerido muchas teor√≠as para explicar estas subpoblaciones, como fusiones gal√°cticas violentas, la acreci√≥n de galaxias enanas y las m√ļltiples fases de la formaci√≥n de estrellas en una sola galaxia.

Con respecto a nuestra V√≠a L√°ctea, los c√ļmulos que tienen baja metalicidad est√°n asociados con el halo gal√°ctico, y los ‚Äúricos‚ÄĚ son aquellos que se pueden asociar con el bulbo gal√°ctico.

Observaci√≥n de c√ļmulos de galaxias

Astron√≥micamente se ha observado la formaci√≥n de un c√ļmulo de galaxias, sobre todo a partir del a√Īo 2014 fue cuando iniciaron los hallazgos m√°s novedosos sobre este fen√≥meno o acontecimiento espacial en el universo temprano. Estos objetos c√≥smicos son los c√ļmulos de galaxias y son los objetos m√°s grandes que existen en el universo.

Es importante destacar que los mismos e mantienen unidos por la gravedad, pero a√ļn no se comprende bien c√≥mo se forman. Ahora, se ha llevado a cabo un censo completo de la formaci√≥n estelar en un objeto de este tipo en el universo primitivo. Por otra otra parte se ha venido estudiando durante muchos a√Īos a MRC 1138-262, que es conocida como la Galaxia Telara√Īa, debido a que se cree que es uno de los mejores ejemplos de un protoc√ļmulo en pleno proceso de uni√≥n.

Sin embargo, a un equipo de investigadores le parec√≠a sospechoso que a esta historia le faltaban piezas. Por esta raz√≥n, decidieron que deb√≠an estudiar el lado oscuro de la formaci√≥n estelar y de esta manera averiguar cu√°ntas de las estrellas que se estaban formando en el c√ļmulo de la Galaxia Telara√Īa estaban ocultas a nuestra vista. Es decir, detr√°s del polvo.

Para la investigaci√≥n, el equipo utiliz√≥ la c√°mara LABOCA, instalada en el telescopio APEX, en Chile. De esta forma, se pudo observar este c√ļmulo de la Telara√Īa en longitudes de onda milim√©tricas lo que permiti√≥ mirar a trav√©s de la mayor√≠a de las gruesas nubes de polvo.

Observaciones reveladas

Los astr√≥nomos realizaron estudios e investigaciones firmes, con respecto a los c√ļmulos. En este sentido, las observaciones revelaron que, comparado con el cielo circundante, se hab√≠an determinado cuatro veces m√°s fuentes en la zona de la Telara√Īa.

Por otra parte, comparando cuidadosamente los nuevos datos con las consideraciones complementarias realizadas en distintas longitudes de onda, pudieron confirmar que muchas de estas fuentes se encontraban a igual distancia que el propio c√ļmulo de galaxias, esto implica que deb√≠a tratarse de partes del c√ļmulo en formaci√≥n.

Sin embargo, mientras se realizaba la observaci√≥n del lugar en el que hab√≠an descubierto este foco de nacimiento de estrellas, se llevaron otra sorpresa. Realmente lo que esperaban era encontrar esta regi√≥n de formaci√≥n estelar en los grandes filamentos que conectan las galaxias. Pero lo que sucedi√≥ fue que la encontraron concentrada en su mayor parte en una sola regi√≥n, y esa regi√≥n ni siquiera se encuentra centrada en la Galaxia Telara√Īa, que s√≠ est√° en el centro del protoc√ļmulo.

V√≠a L√°ctea pertenece a un s√ļper c√ļmulo mayor

Nuestro planeta se encuentra ubicado espec√≠ficamente en la galaxia de la V√≠a L√°ctea, en el que conforme a los estudios se ha sugerido que nuestra galaxia realmente pertenece a un s√ļper c√ļmulo que es mucho mayor. La raz√≥n es que pertenecemos a un s√ļper c√ļmulo 100 veces m√°s grande de lo que se pensaba anteriormente. Este an√°lisis ¬†fue elaborado por un equipo de astr√≥nomos que bautiz√≥ al s√ļper c√ļmulo como Laniakea.

Laniakea es un s√ļper c√ļmulo de galaxias que incluye a la V√≠a L√°ctea. Su tama√Īo es 100 veces m√°s grande en volumen y masa de lo que se ten√≠a previsto con anterioridad. Los astr√≥nomos que realizaron dicho descubrimiento, han mapeado la enorme regi√≥n y le han colocado como nombre Laniakea, por su significado hawaiana que es el de ‚Äúcielo inmenso‚ÄĚ.

Lo que sucede en el espacio es que las galaxias suelen acercarse, hasta formar grupos llamados c√ļmulos. Adem√°s de esto, las regiones donde estos c√ļmulos est√°n densamente poblados se conocen como ‚Äús√ļper c√ļmulos‚ÄĚ. Pero la definici√≥n de estas masivas estructuras c√≥smicas es poco precisa. Este novedoso estudio, es el que describe una nueva forma para definir d√≥nde termina un s√ļper c√ļmulo y comienza el otro.

Velocidad cósmica

El equipo que descubri√≥ a este super c√ļmulo, utiliz√≥ una base de datos que re√ļne las velocidades de 8mil galaxias, que son calculadas luego de sustraer la velocidad media de la expansi√≥n c√≥smica. Dichas desviaciones se deben al tir√≥n gravitatorio que sienten las galaxias alrededor de ellas, el que proviene de la masa. Los estudiosos utilizaron un algoritmo para traducir estas velocidades en un campo tridimensional del flujo y densidad de galaxias.

Los astrónomos afirman que aun no se ha podido afirmar tener una buena comprensión de la cosmología si no pueden explicar este movimiento. Este es un método que es mejor que solo mapear la ubicación de la materia. Y la razón es que permite a los científicos construir un mapa de regiones no estudiadas del Universo, conforme a lo que indican los astrofísicos del Observatorio de Valongo, parte de la Universidad Federal de Río de Janeiro. El método depende de detectar la influencia de las galaxias en lugar de verlas directamente.

Por otra parte, los movimientos de las galaxias logran reflejar la distribución de toda la materia y esto no es solo con la que es visible con los telescopios del equipo investigador, incluyendo la materia oscura. Restando la expansión cósmica, su mapa muestra líneas de flujo que las galaxias siguen bajo el efecto de la gravedad en su región local.

Conforme a lo indicado, el equipo define el borde de los s√ļper C√ļmulos como el l√≠mite en que estas l√≠neas de flujo se dividen. En un lado de la l√≠nea, las galaxias se mueven hacia un centro gravitacional; m√°s all√°, se mueven hacia otro. Los estudiosos lo describen como el agua que se separa frente a una l√≠nea divisoria, donde fluye ya sea hacia la izquierda o la derecha desde un terreno alto.