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Héctor Cuevas L.
Introducción
La Materia Oscura en el universo puede ser descrita como la materia que tiene prácticamente cero luminosidad y que su presencia puede ser detectada solo por gravedad. Históricamente el primer estudio moderno de la posible presencia de materia oscura fue en el año 1915, cuando Ôpik determinó la densidad de materia dinámica de nuestra galaxia en la vecindad solar. El mismo problema fue investigado por Oort (1932, 1960), Kuzmin (1952a, 1955) y más recientemente por Bahcall (1984) y Gilmore, Wyse & Kuijken (1989). Datos modernos sugieren que existe una pequeña evidencia de la presencia de una gran cantidad de materia oscura local en la vecindad solar. Si alguna materia invisible existe, entonces esta debería estar en la forma de enanas cafés, Júpiter u objetos bariónicos compactos similares.
Un tipo diferente de materia oscura se encuentra alrededor de galaxias y en cúmulos de galaxias.
La primera evidencia de presencia de una materia oscura global fue dada por Zwicky (1933) a partir de la dinámica de las galaxias del cúmulo de Coma. La presencia de materia oscura en cúmulos de galaxias fue cuestionada, apareciendo soluciones alternativas para explicar las grandes velocidades de las galaxias en el cúmulo, como la sugerida por Ambartsumian (1958) – la inestabilidad de los cúmulos de galaxias. Sin embargo, la evidencia de materia invisible en sistemas de galaxias ha crecido, primero para nuestro grupo local de galaxias (Kahn &Woltjer 1959), y después para todas las galaxias gigantes (Einasto, Kaasik & Saar 1974, Ostriker, Peebles & Yahil 1974). Determinaciones independientes de la velocidad de rotación de galaxias a grandes distancias galactocéntricas (Rubin, Ford & Thonnard 1978,1980) confirmaron los resultados obtenidos anteriormente de la presencia de halos oscuros alrededor de las galaxias.
La naturaleza de la materia oscura alrededor de galaxias no es clara. Inicialmente se asumió que esta consistía en gas caliente (Kahn & Woltjer 1959, Einasto 1974b). Datos actuales están a favor de la hipótesis que la materia oscura alrededor de las galaxias es de naturaleza no-bariónica, neutrinos o alguna interacción débil de partículas masivas como axiones. La materia oscura dominada por neutrinos es llamada “hot”, debido a las altas velocidades con que los neutrinos se mueven. El otro tipo de materia oscura es llamado “cold”, donde las partículas se mueven con velocidades moderadas. El modelo cosmológico con materia oscura fría (CDM) fue propuesto por Blumenthal et al. (1984) y hoy se acepta como el modelo estándar. Al establecerse el concepto de materia oscura fría, el periodo de estudio inicial de la que esta se completó.
Algunos muy buenos trabajos acerca del problema de la materia oscura han sido realizados por Faber & Gallagher (1979), Trimble (1987), Turner (1991) y Silk (1992), y alternativas a la materia oscura han sido discutidas por Sanders (1990).
En este trabajo describiremos como se distribuye la materia oscura en diferentes escalas, cuál es su naturaleza para finalmente discutir los nuevos trabajos que se están realizando en la detección de ésta en la estructura en gran escala del universo, asociado a los supercúmulos de galaxias.
Evidencias Observacionales para la Materia Oscura
La cantidad de materia oscura en un sistema es usualmente determinada de la siguiente forma: El campo gravitacional de la materia oscura afecta el movimiento de otros objetos (estrellas, nubes de gas, etc.) que son visibles. Si v es la velocidad típica de un sistema de partículas con masa total M(R) y R el tamaño, entonces 
donde k es una constante numérica que depende de la geometría del sistema y la distribución de densidad. La velocidad de las partículas puede inferirse a partir de la medida del redshift. El tamaño R es determinado usando diferentes técnicas dependiendo del tipo de objeto; para objetos extra-galácticos, las distancias son usualmente determinadas a partir del redshift usando la ley de Hubble. Una vez que v y R son conocidos a través de las observaciones y k a partir de un modelo teórico, M puede ser determinado como M = (v2 R / k G).
Es convencional expresar los resultados del análisis de la materia oscura en términos de Q, llamada relación masa-luminosidad: Q = (M / L) donde L es la luminosidad del sistema. Así la existencia de materia oscura queda señalada si el valor observado de Q, basado en la materia luminosa, es menor que el valor de Q determinado a partir de la dinámica de las partículas.
a. Vecindad Solar
La densidad de masa de las estrellas visibles, cerca del sol, en nuestra galaxia es alrededor de 0.044 Msol pc-3. Casi una misma cantidad de densidad 0.042 Msol pc-3 es la contribución del gas. Además, la teoría estándar de evolución estelar sugiere que la densidad de masa de los remanentes estelares con luminosidad despreciable seria de 0.028 Msol pc-3. Así la densidad de masa total en las cercanías del sol debería ser del orden de 0.114 Msol pc-3. La luminosidad es debida principalmente a las estrellas y tiene un valor de 0.067 Lsol pc-3. Dividiendo la densidad de masa por la luminosidad encontramos que la razón masa-luminosidad cerca del sol es
Q(Observado) ≅1.7Qsol
Este valor es basado en la densidad de masa volumétrica y la luminosidad. Debido a que las distintas poblaciones estelares están distribuidas en distintas direcciones perpendiculares al plano galáctico, es conveniente considerar la densidad superficial de masa proyectada y la luminosidad para estimar la relación masa luminosidad. La densidad superficial de masa proyectada en las cercanías del sol (obtenida a través de la integración de la densidad de masa a una distancia de 700 pc perpendicular al plano galáctico) es de 50 Msol pc-2 mientras que el brillo superficial es 15 Lsol pc-2. Esto nos entrega un valor algo mayor para Q.
Qsolar (| z |< 700pc,observado) ≅ 3.3Qsol
b. Curvas de rotación de Discos
Una de las principales evidencias para la presencia de materia oscura en sistemas galácticos proviene del estudio de las curvas de rotación de los discos de galaxias. Las velocidades son medidas ópticamente a partir de las líneas de emisión de las regiones HII o a partir de la línea de 21 cm del hidrogeno neutro. Debido a que las nubes de hidrogeno neutro las podemos encontrar a grandes distancias del centro de las galaxias, estas se consideran como buenos trazadores de la distribución de masas para distancias mayores que la extensión visible de la galaxia.
Para las galaxias espirales con masa finita, se espera que la curva de rotación decaiga cuando la distancia al centro de la galaxia es suficientemente grande. Esta conducta no es observada. Para una población de 70 galaxias espirales se encontró que la curva de rotación es prácticamente plana o decae levemente. Una interpretación para este resultado es que las galaxias espirales, como la nuestra, contienen halos masivos de materia oscura, con el halo de masa creciendo linealmente con el radio. La figura a continuación muestra la curva de rotación de una galaxia elíptica, en azul vemos como la curva de rotación no decae debido al halo esférico de materia oscura. En rojo vemos como sería el decaimiento de la curva de rotación sin materia oscura, siguiendo una orbita kepleriana.
Si conocemos la curva de rotación y tenemos una fotometría acabada de la galaxia, entonces podemos modelar la distribución del halo de materia oscura. Esto se ha realizado, por ejemplo, para la galaxias Sc NGC3198. El perfil de luminosidad de esta galaxia puede ser ajustado por un disco exponencial de escala de altura 2 h-1 kpc y luminosidad total 4×109 h-2 Lsol. El halo de materia oscura se describe por el perfil de densidad de forma
Si asumimos una relación masa luminosidad constante para la galaxia, entonces los parámetros de ajuste serán ρ0 = 0.013 h2 Msol pc-3, a = 6.4 h-1 kpc y n=2.1. Para este conjunto de valores Q = 5.8 h Qsol. La masa total dentro de un radio de 22 h-1 kpc (que corresponde a la distancia hasta donde la curva de rotación fue medida) es de 1.1 x 1011 h-1 Msol, que corresponde a una razón masa-luminosidad total de 28 h Qsol.
c. Galaxias Elípticas
Ha sido aceptado por décadas que las galaxias disco están inmersas en halos masivos de materia oscura. Durante los últimos años, se ha llegado al consenso de que las galaxias elípticas también contienen halos oscuros. Su existencia es predicha por el modelo jerárquico de formación de galaxias y recientemente ha sido soportado por varias evidencias observacionales, como lente gravitacionales (Griffiths et al. 1996; Keeton, Kochanek, & Falco 1998) y medidas en rayos-X de la atmosfera del gas caliente (Matsushita et al. 1998; Loewenstein & White 1999).
Aunque es útil conocer la distribución de la masa en grandes escalas de las galaxias elípticas, estas observaciones no son suficientes para detallar la estructura de la distribución de masas a unos pocos radios efectivos. Esta región es particularmente importante para entender como se acopla la material oscura y luminosa. Para entender el potencial gravitacional a este radio, se utilizan otros trazadores cinemáticos. Para galaxias disco, el gas de hidrogeno neutro, que emite a 21 cm, es un excelente trazador; las galaxias elípticas, sin embargo, carecen de la cantidad necesaria del gas interestelar. Trazadores discretos como nebulosas, cúmulos globulares, y galaxias enanas satélites son usados (Zepf et al. 2000; Romanowski & Kochanek 2001; Kronawitter et al. 2000), pero debido a su bajo número y grandes distancias del centro, ellos no son buenos trazadores del potencial gravitacional a unos pocos Re. Esto hace que las estrellas sean los principales trazadores de la distribución de masa en galaxias elípticas para esta región en particular.
La primera evidencia estelar cinemática para los halos de materia oscura alrededor de galaxias elípticas proviene de principios de los años 1990. En esa época, los datos cinemáticos disponibles
correspondían a la velocidad media proyectada y la dispersión de velocidades proyectada σp, a un radio no mayor que 1 Re. Para un número de galaxias elípticas, se encontró que el perfil de dispersión de velocidades decrecía lentamente con el radio proyectado, siendo esta conducta interpretada como una evidencia de la existencia de materia oscura (Saglia, Bertin, & Stiavelli 1992; Saglia et al. 1993). Sin embargo, estos perfiles de σp pueden ser generados por una anisotropía tangencial intrínseca de los modelos galácticos, sin la necesidad de la existencia de materia oscura. El perfil de dispersión de velocidades por si solo no contiene suficiente información cinemática para explicar la masa y la estructura orbital de las galaxias elípticas, un problema usualmente conocido como degeneración masa-anisotropía (Gerhard 1993). Esa degeneración puede quebrarse si consideramos la información cinemática contenida en la línea de visión de la distribución de velocidades, usualmente parametrizada por la media del parámetro de forma Gauss-Hermite Hi (donde i ≥ 3; Gerhard 1993; van der Marel & Frankx 1993). En particular, la información adicional contenida en el perfil h4 nos entrega la llave para quebrar la degeneración masa-anisotropía: la combinación del decrecimiento lento del perfil de dispersión de velocidades junto con un perfil relativamente alto de h4 es generalmente interpretado como una evidencia de un halo de materia oscura. Gracias al desarrollo de una nueva instrumentación y técnicas de reducción, hoy es posible determinar los perfiles de , σp, h3 y h4 con razonable precisión hasta varios Re. Varios autores han adoptado recientemente esta información cinemática para obtener la distribución de materia oscura en galaxias elípticas (Rix et al. 1997; Gerhard et al. 1998; Saglie et al. 2000; Kronawitter et al. 2000).
d. Cúmulos y Grupos de Galaxias
La discrepancia en masa en cúmulos de galaxias fue encontrada por Zwicky (1933). Zwicky midió el redshift de las galaxias en el cúmulo de Coma y encontró que la masa total del cúmulo calculada a partir de la dispersión de velocidades usando el teorema del virial sobrepasa la suma de las masas de las galaxias visibles por más de 10 veces. Él concluyó que el cúmulo contiene una gran cantidad de materia invisible.
Por alguna razón el trabajo de Zwicky escapó de la atención de la comunidad astronómica. El próximo paso en el estudio de la masa de sistemas de galaxias fue dado por Kahn y Woltier (1959).
Ellos prestaron atención al hecho de que la mayoría de las galaxias tenían redshift positivos como resultado de la expansión del universo, y solo la galaxia Andrómeda M31 tenía un redshift negativo de 120 km/s. Este hecho puede ser explicado si ambas galaxias M31 y nuestra galaxia, forman un sistema físico. La velocidad radial negativa de estas galaxias indica que ellas pasaron el punto apogaláctico de su orbita relativa y están hoy aproximándose una de otra. A partir de la velocidad de aproximación, distancia mutua y el tiempo desde que pasaron el punto perigaláctico, los autores calcularon la masa total del sistema doble. Ellos calcularon una masa de Mtot = 1.8 x 1012 Msol. La masa convencional estimada para nuestra galaxia y M31 es del orden de 12 x 1011 Msol Usando los datos de Einasto & Lynden-Bell (1982) estimaron que la masa total del Grupo Local era 4.5±0.5 x 1012 Msol para la presente edad del universo de 14 Gaños. Esta estimación esta en acuerdo con las nuevas determinaciones de la masa total de nuestra galaxia y M31 incluyendo sus halos oscuros.
La aproximación convencional para determinar las masa de pares y grupos de galaxias es estadística. Este método esta basado en el teorema del virial y es idéntico al procedimiento utilizado para calcular la masa de los cúmulos de galaxias. Estas determinaciones nos entregan valores para la razón masa-luminosidad de M/LB = 1 … 20 para pares dominados por galaxias espirales y M/LB = 5 … 90 para pares dominados por galaxias elípticas (Page 1960, Burbidge & Burbidge 1961, van den Bergh 1961, Karachentsev 1976, Faber & Gallagher 1979).
Naturaleza de la materia oscura
un test los modelos de formación de las grandes estructuras) y por otra parte, porque se puede medir la cantidad de gas presente en las regiones sondeadas. El resultado neto es que la densidad de gas observado es muy compatible con las predicciones de nucleosíntesis primordial. Dicho de otro modo, logramos detectar la totalidad de bariones en el Universo primordial, y verdaderamente no hay problema de materia oscura bariónica a grandes escalas.
Materia oscura no-bariónica
Estamos viviendo en un tiempo de grandes avances en cosmología, que nos han dado una visión
consistente del contenido de materia y energía de nuestro universo. Así materia y energía (las que la relatividad especial las considera equivalentes) se pueden distinguir por su diferente dependencia con el volumen cósmico: la densidad de materia decrece con el inverso del volumen, mientras que la densidad de energía permanece constante.
No te tiene mucha información acerca de la naturaleza de la energía, que es conocida bajo el nombre de energía oscura. De las componentes de la materia, menos del 2% esta en forma luminosa y no más que el 20% esta constituida por materia ordinaria como protones, neutrones y electrones. El resto de las componentes de la materia, más del 80% de la materia, es desconocida por lo que se le llama materia no-bariónica. Encontrar la naturaleza de la materia no-bariónica es conocido como el problema de la materia oscura no-bariónica.
Un resumen la las mediciones actuales de la densidad de materia Ωm la densidad de energía ΩΛ se muestran en la figura. Ambas están en unidades de la densidad critica ρcrit = 3H0 2/(8πG), donde G es la constante de gravitación de Newton, y H0 es el presente valor de la constante de Hubble. En la figura podemos observar que tres tipos de observaciones –medición de supernovas, radiación cósmica del fondo de microondas y la medida de la cantidad de materia en galaxias – están en acuerdo unas con otras en una región donde el mejor ajuste nos entrega el valor de Ω ≈ 0.27 y ΩΛ ≈ 0.73 (cruz en la figura).
Las medidas de la densidad de bariones en el universo usando el espectro de la radiación cósmica de microondas y la nucleosíntesis primordial acotan la densidad bariónica Ωb a valores menores que ~ 0.05 (línea vertical negra en la figura). La diferencia entre Ωm – Ωb ≅ 0.22 debe estar en la forma de materia oscura no-bariónica. Así un nuevo tipo de particular elemental debe ser la dominante de la material oscura nobariónica.
La principal clasificación para la materia oscura no-bariónica es basada en la temperatura en el momento de la formación de la galaxia, que ocurre a la temperatura de un fotón de alrededor de 1keV. La materia oscura caliente es relativística en el momento de la formación de la galaxia, y como consecuencia obstaculiza la formación de objetos pequeños sacándolos de la estructura en formación. Un ejemplo de partículas en el escenario de materia oscura caliente es el neutrino liviano, más ligero que ~keV. La materia oscura fría es no-relativista cuando las galaxias se forman, y así es posible que colapse efectivamente bajo la acción de la acción de la gravedad debido a su presión despreciable. Ejemplos de partículas de materia oscura fría son los neutralitos, axions, WIMPZILLAs, solitotes (B-balls y Q-balls), etc. Con respecto a la materia oscura tibia esta tiene un regímen semi-relativista en el momento de formación de la galaxia y es un caso intermedio entre los dos tipos mencionados anteriormente. Dos ejemplos de este tipo de materia oscura son “keV-mass sterile neutrinos” y gravitinos.
Otra importante clasificación de las partículas de materia oscura descansa sobre su mecanismo de producción. Las partículas que están en equilibrio térmico en el universo joven, como neutrinos, neutralitos y otras más como WIMPs (partículas masivas de interacción débil), son llamado de reliquias térmicas. Las partículas que fueron producidas por mecanismos no-térmicos y que nunca han tenido la oportunidad de alcanzar el equilibrio térmico cuando el universo era joven son llamadas de reliquias no-térmicas. Existen varios ejemplos de estas partículas como: axions que son emitidos por las cuerdas cósmicas, solitotes producidos en la fase de transición, WIMPZILLAs producidos gravitacionalmente al final de la era inflacionaria, etc. Por último presentaremos otra clasificación la que divide los candidatos a partículas de materia oscura en tres categorías: Tipo Ia, Tipo Ib y Tipo II (siguiendo el sistema utilizado en superconductores y supernovas). Los candidatos de Tipo Ia son aquellos que sabemos que existen siendo los principales expositores los neutrinos. Los candidatos de Tipo Ib son aquellos que aún no han sido descubiertos pero que tienen una “buena proyección”. Por esto entendemos que (1) ellos han sido propuestos para resolver problemas de física de partículas, en principio no relacionados a la materia oscura, y (2) ellos tienen interacciones y masas especificadas por un modelo de física de partículas bien definido (y consistente). Si bien esta clasificación es arbitraria dentro de esta categoría podríamos incluir a “sterile neutrino”, el axion, y las partículas supersimétricas livianas (como neutralino, gravitino y neutrino s). Finalmente, los candidatos a Tipo II, son todos los otros posibles candidatos, dentro de los cuales podríamos contar a los solitotes (B-balls, Q-balls), WIMPZILLAs, materia oscura extra dimensional, materia oscura auto-interactuante, materia oscura debida a cuerdas cósmicas etc. Demás esta decir que los candidatos se pueden mover del Tipo II al Tipo Ib y incluso al Tipo Ia en la medida que nuestro entendimiento de los modelos de física de partículas avancen.
Materia Oscura en Escalas de Supercúmulos de Galaxias
Supercúmulos de galaxias son una de las mayores concentraciones de galaxias en el universo, compuestos por múltiples sistemas de galaxias (grupos y cúmulos) en escalas de decenas de Mpc (West, M.J., 1989, West, M.J., Jones, C., & Forman, W., 1995, Zeldovich, Ya.B., Einasto, J., & Shandarin, S.F., 1982, Proust, Quintana, Carrasco et al. 2006, Quintana, Carrasco & Reisenegger 2000). Estos representan el nexo entre grupos, cúmulos pobres/ricos y la estructura en gran escala del universo.
Supercúmulos y su estructura filamentar asociada, han sido observados y estudiados con cierto detalle en el universo local (en el supercúmulo de Shapley y Perseus-Pisces: Proust, Quintana, Carrasco et al. 2006, Quintana, Carrasco & Reisenegger 2000, Porter & Raychaudhury 2005) y a altos redshift (z~0.4 — Gray et al. 2002; z~0.83 — Tanaka et al. 2006; z~1.27 — Nakata et al. 2005).
Por otro lado, se han realizado extensivos estudios tanto fotométricos como espectroscópicos mapeando la estructura en gran escala del universo y su población galáctica con una gran precisión (SDSS y 2dFGRS: Einasto et al. 2003, Einasto et al. 2006, Eke et al. 2004). Todos estos trabajos muestran que los supercúmulos de galaxias son sistemas físicos genuinos. Los supercúmulos son excelentes laboratorios cosmológicos para estudiar la evolución de las estructuras, formación galáctica y la naturaleza de la material oscura. Simulaciones numéricas muestran que la distribución y contenido de materia de la estructura filamentar puede ser utilizada para caracterizar las propiedades de los supercúmulos y probar las teorías de formación de las estructuras (Cen et al. 1995). Además, la razón masa-luminosidad derivada a partir del análisis de los supercúmulos puede ser utilizada para determinar el parámetro de densidad de
materia ΩM (Kaiser et al. 1998), asumiendo que la razón M/L en supercúmulos tiende a una constante en grandes escalas (Bahcall et al. 2000). A escalas de supercúmulos, este método sugiere una densidad de masa total ΩM > 0.2. Sin embargo, aunque esto indica que la razón M/L de hecho es plana en gran escala, los datos colectados no son suficientes para demostrar esto de manera conclusiva. Más análisis a escalas > 10 Mpc nos ayudará a clarificar este punto.
Varios métodos observacionales pueden ser utilizados para caracterizar las propiedades de la estructura en gran escala: óptico, rayos X, efecto Sunyaev-Zeldovich, lentes gravitacionales débiles, etc. Todas estas técnicas son utilizadas en escalas de grupos y cúmulos de galaxias. Sin embargo, su uso es marginal en gran escala. Esto es particularmente verdadero cuando determinamos la masa de la estructura en gran escala. Supercúmulos son conocidos por no estar en equilibrio, con galaxias moviéndose en dirección a las estructuras más masivas y, consecuentemente, la estimación de la masa basada en el teorema del virial o en la emisión de rayos X (si detectados) no es apropiada (estas técnicas están basadas en la hipótesis del equilibrio). Los métodos basados en lentes gravitacionales son claramente más apropiados. Esta técnica nos permite mapear directamente la materia oscura y determinar la relación entre la distribución observada de luz y la subyacente distribución de masa. El análisis de lentes débiles en escalas de supercúmulos fue utilizado por primera vez por Kaiser et al. 1998. Estudios similares fueron realizados por Gray et al. 2002 (z=0.21) y Gavazzi et al. 2004 (z=0.42). Un análisis similar fue realizado por Carrasco et al. 2007 en el área del cúmulo pobre en rayos X [VMF 98] 097 (z~0.5).
Usando GMOS en Gemini sur, fuimos capaces de identificar varias estructuras asociadas al cúmulo principal usando esta técnica (ver figura).
Comparando la densidad de masa proyectada con la distribución de luz a diferentes escalas, Gray et al. 2002 y Gavazzi et al. 2004 llegaron a la misma idea general: existe una fuerte relación entre la luz de las galaxias tipo temprano y la distribución de materia oscura. Sin embargo, existen algunos desacuerdos. Sobre escalas de algunos megaparsecs, Kaiser et al. 1998 encuentra que la masa no se extiende más que la distribución de las galaxias tipo temprano, y que existe una pequeña masa asociada con las galaxias tipo tardío, esto en acuerdo con el resultado obtenido por Bahcall et al. 1995. Esta conclusión es también aceptada por Gavazzi at al. 2004. Este desacuerdo es ratificado por Gray et al. 2002 quien argumenta que la masa asociada a las galaxias tipo tardío no es despreciable (comparado con las galaxias tipo temprano), pero esta fracción varía de un cúmulo a otro, lo que nos lleva a obtener una menor y más dispersa razón M/L que la obtenida por Kaiser et al. 1998. Partiendo de esta discusión, es evidente que más super cúmulos a alto redshift deben ser estudiados.
Es por esta razón que proponemos obtener nuevos datos utilizando la SuprimCam del telescopio Subaru para:
i) estimar la razón M/L total, a partir de la construcción de una mapa de M/L a diferentes escalas;
ii) analizar la distribución de masas tanto para las galaxias tipo temprano como las tipo tardío, estudiando el problema entre la masa y luz para las galaxias de diferente tipo (Conwat et al. 2005);
iii) determinar la distribución de materia oscura a lo largo de la estructura filamentaria intracúmulo y en el campo del supercúmulo.
Hasta hoy solo unos pocos supercúmulos han sido analizados desde esta perspectiva, entonces, es significativo obtener buenos resultados a un bajo costo observacional. El gran campo de visión de la SuprimCam combinado con la excelentes condiciones del lugar hacen único a este instrumento para llevar a cabo las observaciones y obtener resultados científicos.
La muestra de candidatos fue seleccionada del catálogo de cúmulos distantes del observatorio Las Campanas (LCDCS: Gonzalez et al. 2001) usando el siguiente criterio: la riqueza del cúmulo; el redshift (zest~0.4) y la proximidad entre los pares de cúmulos. Seleccionamos dos de los objetos que cumplían con nuestro criterio.
LCDCS0782-0784 13:36:56.1 -12:24:25.3 z=0.41
LCDCS1041-1042 15:00:30.5 -12:20:50.0 z=0.38
Estos datos ya fueron observados y están en su etapa de reducción y análisis, por lo que en los próximos meses tendremos los primeros resultados que nos permitirán acotar la discusión sobre el comportamiento de la materia oscura en escalas de supercúmulos.
Referencias
Procedencia de las imágenes: el autor y pixabay.es