de 300 a 3.000 millones de años desde el inicio

(Revisión 2025)

La anterior entrada de esta serie la dedicamos al proceso de la reionización del Universo. Prefiero llamarle proceso más que época, ya que realmente fue un cambio físico “atómico” que condicionó al mundo físico “vivencial” del Cosmos. Y eso sí es parte de una biografía. De todas formas, estáis en vuestro derecho de discrepar conmigo. En esta entrada intentaré describir al barrio del momento y también a sus parroquianos.

Éste puede ser un avance resumen de lo que había ahí y entonces. Las masas de gas arrastradas por la materia oscura estaban colapsando y habían conseguido generar densas zonas de materia. Se empezaban a ver galaxias, muchas, pequeñas y de diversas formas, como era lógico ya que eran el resultado de los procesos azarosos que estaban ocurriendo. Grandes concentraciones en forma de agujeros negros que quizás ya venían desde la recombinación, agujeros negros que fueron motorizando a las jóvenes galaxias que, a la par de encender sus estrellas, pasaban por unas etapas juveniles, posiblemente como cuásares, para irse uniendo y modificando sus estructuras hacia formas espirales o elípticas. Todo dependía de las masas en juego y de los choques -fusiones- que se producían, choques que en aquellos momentos de gran densidad galáctica, el Universo era aún pequeño, debía haber en gran cantidad. Entre los dos y tres mil millones de años tras el inicio se llegó al punto álgido. Más allá, una vez reagrupada la materia y ensanchado el Universo, se entró en una fase más estable, lo cual no quiere decir que no se dieran los mismos procesos: se dan con menos intensidad y los estamos observando.

Sabemos que los agujeros negros tuvieron su papel en los colapsos gravitatorios iniciales con los que se iniciaron las estructuras del Universo. Y que estaban ahí antes de que se cumplieran los primeros 500 millones de años. Teóricamente creemos que para que apareciera uno tuvo que pasar tan sólo unos 100 millones de años tras el Big Bang. Pero el problema es que la tasa de crecimiento de los que vemos supera cualquier límite teórico.

Hemos encontrado cuásares con agujeros negros supermasivos en su interior, de entre 500 millones de masas solares a poco más de mil millones, y que se remontan a una época en la que el Universo tenía alrededor de 700 millones de años. También, gracias a satélites como el Hubble que investiga el campo profundo del Universo en los rangos de la luz visible y ultravioleta, y el satélite Chandra, que hace sus prospecciones en la frecuencia de los rayos X, podemos estudiar los agujeros negros que se estaban formando en el momento de nuestro análisis. Comparando las imágenes de ambos telescopios se concluye que la mayoría de las fuentes de rayos X detectadas corresponden a agujeros negros súper masivos. No sabemos mucho cómo se formaron, porque los que observamos están a mil millones de años tras el Big Bang y son de masas hasta cien mil veces la del Sol, por lo que sería difícil de explicarlos como colapso de alguna estrella masiva.

Los cosmólogos están trabajando en resolver el problema tamaño/edad y hay ideas que podrían explicar el dilema. Una de ellas se apoya en que en los inicios las corrientes de gas ultra masivas y frías colisionaron en los puntos de confluencia de materia en la red cósmica que entonces estaba emergiendo -proto galaxias o cúmulos de estrellas fusionándose- lo que haría que en pequeños volúmenes de gas, en un lugar determinado, se elevase la densidad hasta unos 100.000 masas solares. Por cierto, lo de la red cósmica es una realidad que va a ir saliendo a lo largo del contexto de este libro y consiste en que la materia del Universo se fue organizando como una tela de araña o, mejor, como la masa de espuma en la superficie de nuestra bañera. Diversas hipótesis nos dicen que se generaron directamente a partir de una reacción de acreción en cadena en grandes nubes de gas; otras que por colapso de estrellas muy masivas de cerca de 10⁶ masas solares en el interior de alguna primitiva galaxia enana; mientras que otras afirman que los agujeros negros se generaron pasando por otros agujeros negros intermedios que, por fusión, dieron lugar a los que vemos con Hubble y Chandra.

Un estudio de la NASA de 2016 parece decantarse hacia la hipótesis de colapso, sugiriendo que según las observaciones obtenidas de los observatorios mencionados -Chandra X-ray, Hubble Space Telescope o Spitzer Space Telescope- se tienen evidencias de que al menos algunos de los primeros agujeros negros se formaron directamente a partir del colapso de una nube de gas, sin pasar por estadios intermedios.^[1] Pero en otro estudio del 2002 hecho por el Observatorio Chandra X-ray se comenta que tras haberse descubierto a NGC 6240, se vio que era una galaxia con un agujero negro binario en proceso de fusión. Aunque es una galaxia muy cercana, los astrónomos piensan que el proceso fue similar a lo que pudo suceder en los primeros momentos.^[2] Fuera como fuere, los fenómenos que los formaron estaban ahí desde el principio jugando un papel fundamental en lo que estaba sucediendo.

Normalmente estos agujeros negros se encontraban en el centro de galaxias o de cuásares, absorbiendo la materia que se ponía a su alcance y siendo el motor del giro de estas grandes estructuras cósmicas. De forma que casi está establecida la regla de que cada galaxia brillante, ya sea de las activas o no,^[3] contienen un agujero negro central supermasivo. Los cuásares son unos objetos normalmente muy lejanos que emiten energía en frecuencia de radio^[4]  y que hasta hace poco no se sabía que llevan asociados una galaxia, por lo que se cree que deben ser algo así como una fase de juventud en la generación de esas estructuras. Esa circunstancia hace que su estudio nos puede dar muchas pistas sobre la formación de las galaxias. La dificultad de ver la galaxia asociada al cuásar está en que son objetos muy lejanos y que, por tanto, la sutileza de la luz de la galaxia hace que quede velada por la más intensa emisión del cuásar. Sin embargo, la tecnología de los telescopios modernos nos permite discernir la luz en una variada escala de frecuencias que además podemos filtrar con los modernos equipos de forma que al eliminar la luz de los cuásares aparece la lejana galaxia.

De hecho, gracias a estas tecnologías se están observando más cuásares a grandes distancias -sobre todo entre mil y tres mil millones de años tras el Big Bang- lo que demuestra que eran mucho más numerosos en los inicios que hoy, cuando las primeras galaxias se estaban formando en grandes cantidades. Esa circunstancia ha hecho que algunos hayan designado a esta fase como la época de los cuásares.

Es posible que la breve duración de la época cuásar se deba a que, para que se activen, se necesita la combinación de un agujero negro inicial y una abundante cantidad de materia circundante que alimente su actividad. Esta materia, al caer hacia el agujero negro, genera el disco de acreción cuya radiación caracteriza a los cuásares. Sin embargo, la cantidad de materia requerida para mantener un cuásar activo es tan grande que su “combustible” se agota en un periodo relativamente corto, de apenas unos pocos millones de años. Para que un cuásar pudiera brillar durante más tiempo, sería necesario un “motor” más potente, quizás generado por la fusión de varios agujeros negros más pequeños. Este proceso podría ocurrir en el núcleo de una galaxia joven, donde las colisiones galácticas y las altas densidades de gas favorecen la formación de un agujero negro supermasivo lo suficientemente grande como para acumular grandes cantidades de materia y mantener la actividad del cuásar por más tiempo. Además, estas fusiones podrían redistribuir gas y polvo hacia el núcleo galáctico, proporcionando más materia para el disco de acreción y prolongando la vida del cuásar. Sin embargo, a medida que las galaxias evolucionan, el gas disponible disminuye y las interacciones gravitacionales se reducen, limitando la capacidad del cuásar para mantenerse activo.

La época de los cuásares comenzó más o menos en un corrimiento al rojo de z=6/7, es decir, a los 800 millones de años tras el Big Bang, aunque tuvo su momento álgido dos mil millones de años más tarde debido a la mayor complejidad de algunos de los procesos de fusión de varios agujeros negros.

Hasta ahora venimos haciendo un largo camino. De las masas de gases a los agujeros negros, y de ellos a los cuásares para llegar ahora a las galaxias. Aunque antes de seguir con la descripción detallada de estas últimas vamos a introducir una teoría que explica los procesos asociados a sus nacimientos. Para ello se necesita unas determinadas circunstancias físicas cuyos fundamentos teóricos quedaron explicados en la entrada 22. Las recordamos:

i. un halo de materia oscura virializado.

ii. un eficiente ventilador de bariones.

iii. suficiente masa como para permanecer estable frente a las realimentaciones dinámicas provocadas por sus propias estrellas.

iv. suficiente masa como para permanecer estable frente a las realimentaciones dinámicas provocadas por los halos vecinos.

En su conjunto el camino de generación de galaxias dibuja un proceso muy definido en sus diversas fases temporales. Y lo que sigue pretende ser la posible historia de esos racimos de luces. Historia de estrellas.^[5] En el texto he puesto en cursiva aquellos párrafos que me parecen mejor definen cada paso del proceso, y cuyo mensaje refuerzo con la figura de más abajo.

Las primeras estrellas de la Población III se formaron en el interior de halos galácticos, gracias al enfriamiento de la materia bariónica facilitado por los “ventiladores” de gas molecular H₂ y otros procesos, que redujeron la temperatura del gas a unos pocos miles de grados. La materia bariónica tendía a acumularse en el centro del halo, lo que favoreció el inicio de la formación estelar en esa región. Es posible que antes de este proceso, el halo se fragmentara, adquiriendo una estructura grumosa, o que esta fragmentación ocurriera directamente en su disco central. Sabemos que los grumos más pequeños tienden a situarse en la periferia de sistemas en rotación y, al encontrarse en las regiones externas del halo, disponían de menos material para acrecer. Esto probablemente limitó la formación de estrellas pequeñas, dejando el protagonismo a unas pocas estrellas de gran masa, posiblemente superiores a las 100 masas solares, formadas preferentemente en el núcleo de los halos. En este escenario, las primeras estrellas de la Población III debieron ser extremadamente solitarias. Dado su tamaño excepcional y su vida relativamente breve en términos cósmicos,^[6] estas estrellas fueron como destellos fugaces de energía, desempeñando un papel crucial en los primeros momentos de la evolución del universo.

Esas primeras estrellas, posiblemente aún dispersas en cúmulos poco cohesionados, ejercían una gran influencia sobre el halo de gas que las contenía. Durante su vida, modificaban continuamente su entorno mediante procesos de realimentación dinámica, como la emisión de radiación ultravioleta, que provocaba fotoevaporación, y la radiación Lyman-α, eficiente en la disociación de moléculas de H₂. Estos mecanismos favorecían la evaporación del gas difuso en el centro del halo, dificultando su acumulación. Al morir como supernovas, estas estrellas liberaban enormes cantidades de materia y energía, generando ondas de choque que barrían los restos de gas residual en el halo. Los vientos de las supernovas enriquecían el medio interestelar con elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, contribuyendo al aumento de la metalicidad del universo temprano. En algunos casos, estos procesos de realimentación eran tan violentos que podían disipar por completo las protogalaxias, devolviendo su contenido al gas intergaláctico. Con el tiempo, este material reciclado, enriquecido con elementos de “segunda mano”, se acumulaba en suficiente cantidad para dar lugar a nuevas generaciones de estrellas y galaxias.

De este modo, el ciclo cósmico de formación y destrucción permitía la aparición de galaxias más evolucionadas en etapas posteriores.

 

Los fenómenos de difusión asociados a las primeras estrellas y galaxias podían extenderse a lo largo de miles de pársecs, alcanzando regiones interestelares lejanas e incluso afectando halos vecinos. Esta influencia generaba un impacto significativo, estableciendo un panorama general de dilución de gas en el universo temprano. Los núcleos más pequeños se vieron particularmente afectados por esta dispersión, mientras que los halos más grandes lograron preservar mejor su gas. En estos últimos, la formación estelar se convirtió en un proceso más exitoso, gracias a la protección que ofrecía su mayor densidad, actuando como un “escudo” frente a los mecanismos de retroalimentación. Además, como en esos grandes sistemas había mucho hidrógeno ionizado, el proceso de enfriamiento se vio reforzado por la vía del deuterio de hidrógeno (HD, ver entrada 22). Lo que permitió que en fases posteriores en esos halos fueran apareciendo otras estrellas de menor masa, una segunda generación de Población III más pequeñas. Se las conoce como las III.2.

En medio de esta intensa actividad, los grupos de estrellas vecinas, cada uno alojado dentro de su propio mini halo, tendían a mantenerse parcialmente en fase y con desarrollos relativamente acoplados a lo largo de sus vidas. Esta sincronización era casi inevitable, ya que, de no ser así, muchos de estos grupos habrían terminado evaporándose, en gran parte debido a las influencias cruzadas entre ellos. Las estrellas más tempranas, a través de sus procesos de retroalimentación, habrían afectado de manera depredadora a las formaciones estelares más tardías eliminándolas antes de que pudieran desarrollarse por completo. Este proceso de interacción y ajuste gradual dio lugar a estructuras que hoy identificamos como galaxias, o en algunos casos, como cúmulos estelares interiores.

A partir de lo que pudo ser el esbozo de las primeras galaxias, y gracias a la dispersión inicial de gases enriquecidos con metales y los procesos de retroalimentación asociados a las ionizaciones provocadas por la radiación ultravioleta, que calentaron los gases hasta aproximadamente 10⁴ K, se formaron las condiciones necesarias para que surgieran las segundas galaxias y las estrellas de Población II en halos más tranquilos. En estos nuevos entornos, la presencia de “metales” -elementos más pesados que el helio, sintetizados en las estrellas de Población III- permitió una refrigeración más eficiente, facilitando la acreción de materia de forma más suave y constante. Esto favoreció la formación de estrellas de manera pausada dentro de estas galaxias de segunda generación, que eran más masivas que sus predecesoras. Por este motivo, se cree que esta segunda generación de halos formadores de estrellas dio lugar a las primeras galaxias sostenibles, más grandes, ricas en estrellas y dominadas por poblaciones de Población II.

Con toda probabilidad la transición desde los momentos de generación de las estrellas hasta su consolidación en galaxias con futuro comenzó a suceder antes de que el Universo se reionizara. Toda una historia de éxito para nuestro protagonista.

Pero la vida continúa y nos tenemos que meter en “minucias” tan atractivas como preguntarse cómo serían las poblaciones de las recién llegadas galaxias.

Se cree que hubo diez veces más galaxias por unidad de volumen al inicio que las observadas ahora.^[7] Además de abundantes, estudiando la nómina de galaxias conocidas de una edad próxima a los mil millones de años vemos que en promedio eran mucho más pequeñas y de mayor luminosidad por unidad de masa que las galaxias actuales. Una luminosidad en la frecuencia de los azules como corresponde a sus jóvenes estrellas emitiendo fotones muy energéticos. También sabemos que durante los dos mil primeros millones de años, las que se fueron formando contaban con un número muy pequeño de estrellas. En resumen:

A partir de estas primeras estructuras, y como si ya se hubiera acabado la materia prima a depredar, por fusión entre ellas se llegó más tarde a las grandes galaxias que vemos hoy. A pesar de ello algunas de pequeño tamaño se escaparon de estos procesos de fusión y canibalismo y aún podemos observarlas hoy en día ¡y creemos que debe haber muchas! Es el caso de la tenue galaxia enana llamada Pegasus V que se encuentra a unos 3 millones de años luz. Una satélite de Andrómeda con muy pocas estrellas brillantes que tienen que ser muy viejas dado que parecen ser extremadamente deficientes en elementos más pesados que el hidrógeno o el helio en comparación con galaxias enanas similares. Lo que significa que es muy antigua y probablemente sea un fósil de las primeras galaxias del Universo.^[8]

Si estudiamos la función de luminosidad, es decir, la densidad de las fuentes luminosas -las estrellas- en función de esta luminosidad, podremos obtener datos precisos de cómo cambió la población de las galaxias a lo largo del tiempo. Los astrónomos han hecho este análisis en el intervalo 4<z<10 -reflejado en la figura anterior-. En ella, el eje vertical indica la distribución de la población, mientras que en el horizontal se trazan las luminosidades. Cuanto más negativo sea más brillante es la galaxia. Y como el eje vertical está representado en unidades logarítmicas, cuanto más negativo sea el número, menor es su abundancia.

Dicho esto, la conclusión es que para cualquier época las menos luminosas eran más abundantes que las más luminosas y que a altas z -las más antiguas- las galaxias eran menos luminosas que las que existieron más tarde. Lo cual no nos sorprende, ya que era de esperar que las galaxias más brillantes fueran la consecuencia de la fusión de galaxias menos brillantes y más pequeñas. Esto es coherente con lo que piensan los astrónomos, que establecen la existencia de una jerarquía de fusiones de galaxias en el proceso de su desarrollo, tema que se desarrollará en la entrada 27.^[9] Al igual que como lo vemos hoy en día, tendrían que encontrarse en su mayoría dentro de cúmulos de galaxias, por lo que en aquellos momentos era bastante probable todo tipo de interferencias y colisiones. Esto no sólo afecta a sus formas, sino también al proceso de generación interno de estrellas y de emisiones desde el núcleo central. Los estudios de estas características -generación de estrellas y emisiones- indican que las interacciones entre galaxias se dieron con más intensidad hace mucho (para z mayores de 1), la mayoría, en la proximidad de hace unos diez mil millones de años -3.800 millones tras el inicio-.^[10] En estos instantes del Universo temprano las galaxias estaban viviendo el fenómeno más intenso de formación estelar conocido, el denominado estallido de formación estelar o starburst.

Pero esas galaxias que estaban floreciendo con dramáticos estallidos estelares en el Universo temprano, fueron testigos de una abrupta interrupción del nacimiento de estrellas, dejándolas con el aspecto actual: galaxias masivas pero pasivas y con estrellas viejas. Los astrónomos tienen un posible culpable para el repentino final de los estallidos de formación estelar: el nacimiento de agujeros negros supermasivos. En ese estadio de la historia del cosmos los starburstse agruparían de manera similar a los cuásares, lo que indica que se encontraban en los mismos halos de materia oscura en los que sabemos existe un agujero negro. El intenso estallido de formación estelar alimentaría al cuásar proporcionando grandes cantidades de material a su agujero negro. Además, el cuásar emitía poderosos estallidos de energía que expulsaba los restos de gas de la galaxia -la materia prima para la formación de nuevas estrellas- lo que efectivamente puso fin a la fase de formación estelar.^[11]

En resumen, lo que sucedió lo podemos ver en  la curva anterior en la que se ha dibujado la intensidad de formación de estrellas en función de la edad del Universo. Vemos cómo la curva se incrementa rápidamente desde z’s altas (Redshift en la imagen), gran antigüedad, hasta alcanzar el pico Starburst cuando el universo tenía entre dos y tres mil millones de años, para luego irse ralentizando el ritmo de generación estelar.

Hoy en día aún podemos ver (imágenes de abajo) cómo sucede el proceso de encendido nuclear de estrellas en lugares como la “incubadora” de la nebulosa de Orión, en donde unas familias de estrellas brillantes cohabitan con su materia prima de gases todavía muy próxima a ellas. Es una evidencia clara del ciclo galáctico del que ya hemos hablado: una nube de gases se fusiona, aparecen estrellas jóvenes, su radiación muy energética dispersa a la nube asociada en unos diez millones de años. Estos vientos estelares, juntamente con ondas de choque generadas en la explosión de supernovas, comprimen una nueva nube de gases… y vuelta a empezar.

 

Las imágenes ópticas (izquierda) revelan nubes de gas y polvo en la nebulosa de Orión. La imagen de infrarrojos (derecha) muestra las estrellas de formación reciente brillando en la nebulosa. (Imagen, C. R. O’Dell, NASA/ ESA, dominio público)

También podemos hacernos una idea de lo que estamos hablando acerca de las galaxias y su formación con otra imagen real. La que sigue a ese párrafo corresponde a parte del campo profundo del universo fotografiado por el satélite Hubble, en donde a la izquierda observamos evidencias “fósiles” de cientos de galaxias a menos de mil millones de años tras el Big Bang (z=7). A la derecha hay una ampliación de alguna de ellas, más bien cúmulos de miles de millones de estrellas muy próximas, auténticas proto galaxias dispuestas a entrar en procesos de fusión entre ellas. Aparecen de color rojo dada su lejanía y consiguiente corrimiento al rojo de su luz. El tamaño y la apariencia de estas galaxias distantes en comparación con las que están en primer plano respaldan firmemente la idea básica de que las galaxias eran más pequeñas y menos regulares en el pasado.

Con esto damos por acabada la información de los primeros años de dominio de la materia en el Universo. La materia oscura, que se había posicionado ya desde antes de la recombinación, rápidamente había tomado el mando. Su tirón gravitatorio se tuvo que sentir desde los primeros instantes, ya que observamos cómo aparecen muy pronto las primeras galaxias con sus jóvenes estrellas de población III emitiendo, como era propio de su juventud, energéticos rayos ultravioleta. Se cree que las semillas de este veloz proceso debieron ser los agujeros negros generados por el colapso gravitatorio de las masas de materia oscura, agujeros negros que generaron a los antiguos cuásares cuando la materia bariónica ordinaria, cada vez más fría, se frenó lo suficiente como para iniciar su “caída” hacia esos boquetes del universo. Los cuásares se iban alimentando de los bariones más próximos, permitiendo al resto de su población seguir con sus procesos particulares de compactación que ya explicamos en entradas anteriores -desde la 20 a la anterior-. Se fueron generaron cúmulos pequeños y galaxias de tamaño de los pocos miles de años luz, estructuras que se iban sumando generando a su vez otras mayores y más rutilantes.

En el entorno de los dos o tres mil millones de años desde el Big Bang la familia empezó a estabilizarse, entrando en el régimen “normal” de nuestros días. Tenemos ya estrellas, galaxias y cúmulos. Agujeros negros y cuásares.^[12] Ahora bien, no obstante la estabilidad alcanzada, tenemos un universo en evolución que seguiremos analizando en la siguiente entrada.

1. Podéis verlo en la reseña publicada por la NASA o con más detalle en este pdfdel trabajo del equipo investigador. [↩]
2. Ver el artículo “Discovery of a binary AGN in the ultraluminous infrared galaxy NGC 6240 using Chandra”, St. Komossa et al., 2002. [↩]
3. Galaxia activa (referencia de la web de la Sociedad española de Astronomía): Galaxia de luminosidad excepcionalmente alta y variable que muestra signos de la existencia de procesos muy energéticos relacionados con su zona central o núcleo. El brillo de este pequeño núcleo, que se manifiesta en todas las frecuencias desde ondas de radio a rayos gamma, sobrepasando el del resto de la galaxia, implica la existencia tanto de un enorme calentamiento térmico (temperaturas de millones de grados) como de un potentísimo acelerador de partículas. El origen de estos procesos es la caída de materia hacia un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. Galaxias Seyfert, cuásares, radiogalaxias o blázares son distintos tipos de galaxias activas. [↩]
4. Los cuásares son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energía. Se supone que son agujeros negros que capturan estrellas o gas interestelar, formando una especie de galaxia, proceso en el que se emite su intensa radiación. La palabra cuásar es un acrónimo de “quasi stellar radio source” -fuentes de radio casi estelares-. [↩]
5. Las ideas de lo que sigue están extraídas del libro de Abraham Loeb y Steven R. Furlanetto “The first Galaxies in the Universe”, capítulo 6, páginas 212 y siguientes. [↩]
6. Una estrella con mucha masa genera una presión interna colosal que debe ser compensada por una presión centrífuga también colosal. Eso solo lo conseguirá si las reacciones nucleares en su interior son muy activas, lo que implica necesariamente una alta velocidad en la fusión nuclear de su hidrógeno, un consumo brutalmente rápido de su combustible. O lo que es lo mismo…  una vida corta. [↩]
7. En el artículo “The evolution of galaxy number density at z < 8 and its implications”, publicado en la revista The Astrophysical Journal en octubre de 2016 se estima que para una edad correspondiente a un corrimiento al rojo de z=8, 700 años tras el Big Bang, el número total de galaxias sería de dos billones – 2×10¹² -, una población mayor en un factor de 10 comparada con la población de 10¹¹ de ahora. El menor número lo podemos atribuir a que se ha vivido un continuo proceso de fusión de galaxias. Pero impresiona la disminución en la densidad ya que para z=8 el universo era ocho veces menor que ahora, por lo que desde entonces el volumen se ha incrementado más de 500 veces (8³=512) y, en consecuencia, la densidad en número de galaxias, teniendo en cuenta el factor de 10 de menos abundancia en la población actual, ha disminuido en más de 5.000. [↩]
8. “Pegasus V – a newly discovered ultra-faint dwarf galaxy on the outskirts of Andromeda”, Michelle L. M. Collins et al., abril 2022. [↩]
9. Para ver más acerca de los procesos de formación de las galaxias podéis acudir a este artículode Wikipedia. [↩]
10. UCO/Lick Observatory, University of California Santa Cruz. (The results) [↩]
11. Ver el artículo “The LABOCA survey of the Extended Chandra Deep Field-South: clustering of submillimetre galaxies”, Ryan C. Hickox et al., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2012. [↩]
12. En este enlace podéis encontrar un listado de los objetos astronómicos más lejanos. [↩]