El sesgo secundario de halos de materia oscura

Abstract

La mejora de las técnicas observacionales en experimentos (tales como Euclid, eBOSS, DESI, JPAS) ha permitido incrementar considerablemente el número de trazadores (galaxias, cúmulos de galaxias), el volumen observado del Universo y la precisión en las mediciones de distintos observables astrofísicos y cosmológicos a partir de los cuales es posible inferir información cosmológica. Para analizar e interpretar las señales medidas a partir de dichos experimentos, es necesario entender con exactitud los procesos físicos que dan lugar a la estructura a gran escala. Con este objetivo, se usan simulaciones de N-cuerpos, en los que la gravedad está resuelta de forma exacta y de donde es posible extraer las estadísticas más representativas de la distribución de trazadores, para ser comparadas con los modelos teóricos y las observaciones. En un escenario más realista, la necesidad de involucrar los efectos de bariones (que a pesar de representar < 1% de la materia visible, son los responsables del Universo observado) ha impulsado la producción de simulaciones hidrodinámicas tales como la IllustrisTNG. A partir de dichas simulaciones, podemos entender la conexión entre la materia visible (galaxias) y la componente de materia oscura (no observable directamente) que contiene la información cosmológica. El estudio de dicha conexión en distintos observables tanto astrofísicos como cosmológicos es el objetivo de este trabajo. Para comenzar, se realiza una introducción al modelo cosmológico estándar, pasando a través del Universo homogéneo hasta la formación de los halos de materia oscura (bloques fundacionales para describir la distribución espacial de galaxias en el paradigma ΛCDM). Se discutirán algunas de sus propiedades estadísticas más relevantes (abundancia y distribución espacial). A continuación se ha analizado el contendido de las simulaciones TNG. En particular, se han medido las relaciones de escala entre propiedades de subhalos de materia oscura (masa, velocidad circular máxima, dispersión de velocidades, momento angular específico y metalicidad). Específicamente, estas relaciones han sido cuantificadas como función de la masa de los subhalos y halos que las hospedan. A través de la medición de los cuatro primeros momentos de estas relaciones de escala (media, varianza, oblicuidad y curtosis) y los coeficientes de correlación entre ellas, se han caracterizado las propiedades estadísticas de la misma, analizando por ejemplo la compatibilidad de esta con funciones conocidas (como la distribución normal). Las relaciones medias han sido ajustadas y comparadas con predicciones teóricas (basadas algunas en la suposición de equilibrio virial). Como aporte fundamental del trabajo, hemos estudiado el comportamiento de las relaciones de escala de subhalos como función de variables asociadas con el ambiente (o entorno). En este trabajo, hemos introducido dos definiciones de entorno: la masa del halo que alberga a los subhalos y la estructura de la red-cósmica en la que residen estos halos. Para determinar las propiedades de la red cósmica, en este trabajo realizamos un análisis de las propiedades del campo de materia oscura de la TNG. En particular, partiendo de la distribución de partículas de materia oscura, se ha construido el campo de densidad (mediante la implementación de métodos de interpolación) a partir del cual se han medido las distribuciones de densidad (estadística de un punto), el espectro de potencias (estadística de dos puntos) y el tensor de mareas. Estas mediciones han sido comparadas con predicciones teóricas y ajustes a simulaciones de materia oscura, mostrando pequeñas diferencias que son entendibles dadas las características de la TNG (resolución, contenido físico). Basados en el campo de densidad de materia oscura de la TNG, se ha aplicado una clasificación de estructuras de la red cósmica que utiliza los autovalores del tensor de mareas como diagnósticos para discriminar ambientes tales como nudos o vacíos cósmicos. Con estos mismos autovalores hemos definido cantidades que caracterizan el grado de anisotropía del ambiente en que habitan los halos de materia oscura. Esto nos permite explorar el comportamiento de las relaciones de escala en distintos ambientes (es decir, en regiones con distintos niveles de anisotropia y/o densidad de materia oscura). Este tipo de análisis es de gran importancia para lograr establecer un vínculo galaxia-halo que ayude a interpretar de forma más exacta las observaciones de los censos de galaxias. Esto, ya que este análisis eventualmente introduce la necesidad de incluir dependencias secundarias dentro del llamado “modelo de ocupación de galaxias”, pieza fundamental para entender la distribución espacial de galaxias en el Universo. Finalmente, otro aporte de este trabajo consiste en el análisis de la estructura a gran escala en la TNG, tanto de la materia oscura como de los halos y subhalos. En particular, hemos implementado un método para asignar de forma individual información sobre agrupamiento a gran escala. Dicha información (denominada sesgo) representa la relación de escala entre el agrupamiento de trazadores y el agrupamiento de materia oscura subyacente, como respuesta a la gravedad. Tal y como se han analizado las relaciones de escala, el estudio del sesgo como función de la masa de los halos y subhalos se realiza en distintos ambientes cosmológicos mostrando cómo dichos ambientes (caracterización a pequeñas escalas) tienen un efecto directo sobre la distribución espacial de trazadores a gran escala. Por último, se estudia la señal de sesgo secundario (o sesgo de ensamblaje), la cual presenta relevancia a nivel teórico como observacional. Las conclusiones que se obtienen de este trabajo son que los entornos considerados, efectivamente, afectan en las relaciones de escala. La principal razón del cambio de estas con respecto a la masa del halo en el que residen radica en las fuerzas de marea, las cuales serán más intensas en los halos más masivos. Las relaciones de escala, teniendo en cuenta las estructuras de la red cósmica, nos muestran que los entorno más anisotrópicos tenderán a tener unas pendientes más pronunciadas. Finalmente, vemos con respecto al sesgo, veremos que el agrupamiento es mayor tanto en los halos como en los subhalos a redshifts altos, debido a la rareza de picos de fluctuaciones de densidad donde se forman los halos. Veremos también que tanto los halos como los subhalos presentan una señal de sesgo secundario con respecto a la densidad de la materia oscura y a las propiedades de los subhalos, respectivamente.