Galaxias y estructuras en vacíos cósmicos | Defensa de tesis del doctorado en Astronomía

Director: Dr. Marcelo LARES HARBIN LATORRE

Tribunal Especial

Titulares:

Dr. Facundo Ariel GÓMEZ (Max Planck Institute for Astrophysics, Garching, Alemania)

Dra. Carolina Andrea CHAVERO (OAC)

Dr. Nelson David PADILLA (IATE - CONICET)

Resumen: El análisis de la distribución espacial de galaxias en gran escala ha sido fundamental en la formación de nuestro entendimiento actual de la evolución del Universo. En las escalas más grandes, esta distribución demuestra claras características geométricas, usualmente referidas conjuntamente como la red cósmica, compuesta de paredes, nodos, filamentos, y zonas subdensas llamadas vacíos cósmicos. Los vacíos cósmicos son las regiones menos densas del Universo y, por lo tanto, uno de los ambientes más extremos en los cuales las galaxias pueden formarse y evolucionar con interacciones menos frecuentes entre ellas y con su entorno. Esto hace a las galaxias y su distribución en estos entornos subdensos los elementos más pristinos que pueden estudiarse en trabajos de estructura en gran escala. Esta tesis representa un esfuerzo por arrojar más luz a los efectos de pequeñas y grandes escalas en la naturaleza de la distribución de las galaxias y sus propiedades dinámicas, tales como la orientación de sus momentos angulares y el agrupamiento en regiones subdensas, mientras que sugerimos mejoras y nuevos métodos con estadísticos robustos para estudiar dichos efectos. Primero, abordamos la práctica más general del estudio del agrupamiento de galaxias en el Universo e intentamos mejorarlo. Las herramientas más usadas para caracterizar la estructura del Universo a gran escala son estadísticos bipuntuales, tales como el espectro de potencia, y su transformada de Fourier, la función de correlación bipuntual. En el espacio de configuraciones, los estimadores de la misma cuantifican el exceso de probabilidad de encontrar un par de galaxias a un dado vector de separación con respecto a una distribución de referencia sin agrupamiento, usualmente denominada “catálogo aleatorio”. Estimaciones de alta precisión hacen uso de grandes catálogos aleatorios lo cual implica un alto costo computacional. Proponemos reemplazar los catálogos aleatorios estándares por distribuciones puntuales tipo glass o catálogos glass que introducen significativamente menos ruido, en escalas mayores que la separación media entre partículas, que una distribución Poisson con el mismo número de puntos. Mostramos que estas distribuciones pueden ser obtenidas iterativamente aplicando la técnica de reconstrucción de Zeldovich comúnmente usada en estudios de oscilaciones acústicas bariónicas. Proveemos una versión modificada del ampliamente usado estimador Landy-Szalay de la función de correlación adaptada al uso de catálogos glass y comparamos su desempeño con resultados obtenidos usando catálogos aleatorios. Nuestros resultados muestran que las distribuciones tipo glass no introducen ningún sesgo significativo respecto a los resultados obtenidos usando distribuciones Poisson. En escalas mayores a la separación media entre partículas de los catálogos glass, el estimador modificado reduce considerablemente la varianza de los multipolos de Legendre con respecto a los resultados estándares obtenidos con el estimador Landy-Szalay usando la misma cantidad de puntos. El tamaño del catálogo glass que se requiere para llegar a una dada precisión en la función de correlación es significativamente menor que el necesario con un catálogo aleatorio. Su uso podría reducir drásticamente el costo computacional, manteniendo una alta precisión, del análisis del agrupamiento de galaxias en relevamientos futuros. La naturaleza del agrupamiento de galaxias depende de numerosos efectos a pequeñas y grandes escalas, tales como los parámetros cosmológicos, efectos e historia del entorno de galaxias y cúmulos, la distribución subyacente de materia oscura, y la forma en la que las componentes luminosas y oscuras del Universo se acoplan y evolucionan. Al estudiar los órdenes bajos y altos del agrupamiento de galaxias, se espera arrojar luz sobre los procesos físicos de los cuales depende el agrupamiento. A pesar de su utilidad, la función de correlación bipuntual sólo provee una descripción completa del agrupamiento en el caso de una distribución gaussiana. Un recuento más exhaustivo del agrupamiento debe incluir funciones de correlación de altos órdenes, sin embargo estos suelen ser difíciles de extraer. A la luz de esto, investigadores han explorado otros estadísticos de agrupamiento con el fin de obtener información de alto orden acerca de la distribución de galaxias, en particular estadísticos de vacío tales como la función de probabilidad de vacío (VPF, por sus siglas en inglés). Este enfoque ha resultado provechoso en el sentido de que los resultados están bien fundamentados por un marco teórico sólido que relaciona la distribución de vacíos (i.e., la VPF) a la distribución de alto orden de galaxias. En la labor de caracterizar la estructura interna de los vacíos cósmicos, hemos estudiado la VPF dentro y fuera de vacíos identificados en la simulación TNG300-1, en el espacio real y en el espacio de redshift. Elegimos esta simulación ya que es la más grande y con mayor resolución de las simulaciones TNG. Se ha mostrado previamente que las galaxias en el espacio de redshift siguen el modelo estadístico denominado “binomial negativo”, pero este acuerdo no se traslada al espacio real. Esto significa, bajo la formulación de la VPF, que en el espacio de redshift hay una aparente relación de escala entre los órdenes superiores de agrupación y la función de correlación bipuntual. Nuestros resultados indican, sin embargo, que las galaxias dentro de los vacíos cósmicos en el espacio real, siguen el modelo binomial igual que las galaxias en el espacio de redshift; i.e. estudiando galaxias en vacíos cósmicos recuperamos el escalamiento jerárquico detectado en el espacio de redshift. Como hemos establecido, las galaxias son de interés primordial en el estudio del Universo. Analizando las distribuciones espaciales y espectrales de su luz en combinación con sus propiedades dinámicas, se pueden inferir los procesos físicos que gobiernan la formación de galaxias e intentar explicar la abundancia de tipos de galaxias y estructuras observadas. En particular, son de interés las orientaciones y elipticidades de las galaxias. Orientaciones preferenciales, o alineamientos, de galaxias entre sí, con las estructuras de materia subyacentes y con la mencionada red cósmica son elementos cruciales para avanzar hacia un entendimiento más completo de la gravedad, la naturaleza de la materia, y la formación de estructuras en el Universo. Proponemos estadísticos bien comportados para estudiar la señal de alineamiento de los momentos angulares, o espines, con respecto al centro de los vacíos, de galaxias ubicadas en zonas subdensas alrededor de vacíos identificados en la simulación TNG300-1. Exploramos esta señal en distintas poblaciones de galaxias, variando su distancia al centro del vacío, su masa, la norma de su espín, la densidad local, y su velocidad. Encontramos una fuerte tendencia (con más de 9 sigmas) de alineamiento perpendicular a la dirección al centro del vacío en galaxias masivas, con alto espín, y baja velocidad radial, en distancias entre 0.9 y 1.4 radios de vacío. Además, encontramos que en estos ambientes subdensos, la densidad local es irrelevante a la señal de alineamiento, mientras que el mayor impacto en la señal lo tiene la velocidad radial: las galaxias que pierden momento lineal con la expansión del vacío parecen estar fuertemente alineadas perpendicularmente a la dirección al centro del mismo. Un mayor entendimiento del alineamiento intrínseco será crucial para interpretar estudios de lentes gravitacionales débiles, y para capitalizar los grandes relevamientos de shear cósmico como Euclid o LSST. En total, proponemos métodos y estadísticos nuevos para estudiar el agrupamiento de galaxias por un lado, y las orientaciones con respecto a los vacíos cósmicos por otro, y finalmente utilizamos medidas no estándares de agrupamiento para caracterizar la distribución de galaxias dentro de los vacíos cósmicos, comparado con la distribución en el resto de la red cósmica. Hemos aprendido que los vacíos cósmicos son un entorno único en los cuales la estructura puede formarse y evolucionar, y que pueden jugar un rol crucial en otorgar a las galaxias de su entorno alineamiento y momento angular.