Filamentos cosmológicos en diferentes ambientes | Defensa de tesis del Doctorado en Astronomía

Director: Dr. Federico Andrés STASYSZYN

Tribunal Especial

Titulares:

Dr. Laerte SODRE JUNIOR (IAG-USP)

Dra. Luciana Verónica GRAMAJO (OAC)

Dr. Facundo RODRIGUEZ (OAC)

Día: 28 de abril de 2023

Horario: 14 h

Lugar: Auditorio Mirta MOSCONI - Observatorio Astronómico de Córdoba (UNC)

Resumen: La “cosmic web” consiste en una red de filamentos, cúmulos y murallas interconectadas. La dinámica de estos entornos es bastante compleja ya que los filamentos, paredes y vacíos no están en equilibrio virial como los grupos y cúmulos, pero son muy eficientes transportando materia, ya sea materia oscura, gas o galaxias, impactando en la evolución y propiedades de las últimas. Por lo tanto el estudio de los filamentos cosmológicos como objetos únicos donde ocurren fenómenos singulares, característicos de ellos, es importante. Resultan ser entornos claves en la evolución de galaxias y poseen propiedades físicas muy diversas, permitiéndonos clasificarlos en distintas clases. La identificación de estas estructuras no es trivial, el problema es que es difícil encontrar un conjunto de parámetros astrofísicos que definan inequívocamente las regiones que pertenecen a filamentos, ya que en general estas estructuras tienen densidades y tamaños cuyos rangos se superponen con los de otras estructuras como las murallas por ejemplo, esto ha llevado a que se desarrollen diversos métodos de identificación. Teniendo en cuenta los sesgos propios de estos identificadores, se caracterizaron y compararon 3 muestras obtenidas del relevamiento SDSS, a saber, los catálogos de Pereyra, Martínez y Tempel. Entre los resultados se encuentra que los de Pereyra y Martínez son más significativos al poseer filamentos de sobredensidades mayores, ser más rojos en general, ligeramente más brillantes, y de perfiles de densidad significativamente distintos a los de Tempel. Concluimos que los catálogos poseen sesgos en casi todas sus características físicas, donde unos priorizan a los filamentos prominentes, y otros se basan en la completitud de los mismos en el volumen. En cuanto a los filamentos cosmológicos de gran escala que conectan cúmulos de galaxias, se procedió a estudiarlos mediante simulaciones numéricas (a través de la colaboración “The Three Hundred”). La estructura filamentaria en estas regiones tiene una simetría esférica, consistente a lo esperado, principalmente con filamentos radiales que conectan la región central. Hemos encontrado que los filamentos poseen un perfil de densidad con un “core” en el centro, decayendo con una ley de potencia radialmente hacia afuera, y con densidades centrales cada vez más altas a medida que uno se acerca al nodo más cercano, tanto para la materia oscura como para el gas. También hemos visto bastante correlación entre la distribución de materia oscura y gas, excepto en una región a cierta distancia del cúmulo central y el filamento, donde se produce un pico en la fracción de gas, que es producida por el desacople de la materia oscura y el gas, debido a que el último interacciona consigo mismo al ser afectado por la presión. También demostramos que la acreción de gas es mucho más eficiente por los filamentos, la velocidad media de caída del gas, a determinada distancia del centro del cúmulo era más alta dentro de los filamentos que fuera de2 ellos, estos son capaces de “romper” el halo de gas caliente alrededor del cúmulo masivo. Adicionalmente, cuando se da la acreción de materia hacia los potenciales, se espera que la componente de gas se acelere y choque con el gas ya acretado en el halo, produciéndose una onda de choque que calienta el gas del mismo. Hemos observado y estudiado la correlación entre las regiones donde se producen las ondas de choque y sus propiedades bariónicas con la disposición de la red de filamentos. Analizamos la evolución de los filamentos desde el Universo temprano en diferentes regiones dentro y fuera de los mismos, hemos encontrado evidencia de que estas regiones evolucionan diferentemente, siendo el calentamiento de las regiones externas consistente con la presencia de shocks. En cuanto al análisis de en otras regiones extremas, trabajamos en los llamados vacíos cósmicos, que si bien estos tienen densidades bajas, no significa que no posean ninguna estructura. Se pueden observar pequeños “filamentos” o “tendriles” de materia oscura, gas y galaxias pequeñas, análogos a los grandes filamentos que conectan cúmulos de galaxias, pero de distintas dimensiones y densidades. Los hemos identificado en simulaciones de vacíos cósmicos. Encontramos diferencias entre los filamentos presentes en los bordes de los vacíos, según estos estén en contracción o expansión, estos filamentos tienen una dinámica dictada por la dinámica del vacío donde viven. Estudiando las diversas propiedades físicas de estos objetos en diferentes ambientes, podemos concluir que los filamentos son estructuras singulares, con muchísima variación entre sus distintos subgrupos y entornos. Entre los distintos aspectos estudiados encontramos cierta dependencia de las propiedades físicas y la longitud del filamento o tamaño del nodo asociado a los mismos. Además, las propiedades de los estos objetos dependen de las regiones que habitan, por ejemplo la distribución de shocks alrededor de filamentos o su eficiencia para inyectar gas al cúmulo se ha visto en las vecindades de cúmulos pero no se esperan en los pequeños filamentos de los vacíos. Finalmente, si bien algunos fenómenos tales como la distribución de galaxias rojas y azules alrededor de los mismos, o las regiones de shock relacionadas a los filamentos, son análogos hasta cierto punto a lo que sucede en grupos y cúmulos de galaxias, hay otros efectos vistos en estos trabajos que indican que los filamentos son estructuras más complejas y variadas de lo que se esperaría, convirtiéndose en objetos de sumo interés para entender la evolución de galaxias y las estructuras en gran escala del Universo.