RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 El sesgo secundario de halos de materia oscura
A1 Fernández Sánchez, Iker
A2 Máster Universitario en Astrofísica
AB La mejora de las técnicas observacionales en experimentos (tales como Euclid, eBOSS, DESI, JPAS) ha permitido incrementarconsiderablemente el número de trazadores (galaxias, cúmulos de galaxias), el volumen observado del Universo y la precisiónen las mediciones de distintos observables astrofísicos y cosmológicos a partir de los cuales es posible inferir informacióncosmológica. Para analizar e interpretar las señales medidas a partir de dichos experimentos, es necesario entender con exactitudlos procesos físicos que dan lugar a la estructura a gran escala. Con este objetivo, se usan simulaciones de N-cuerpos, enlos que la gravedad está resuelta de forma exacta y de donde es posible extraer las estadísticas más representativas de ladistribución de trazadores, para ser comparadas con los modelos teóricos y las observaciones. En un escenario más realista, lanecesidad de involucrar los efectos de bariones (que a pesar de representar < 1% de la materia visible, son los responsablesdel Universo observado) ha impulsado la producción de simulaciones hidrodinámicas tales como la IllustrisTNG. A partir dedichas simulaciones, podemos entender la conexión entre la materia visible (galaxias) y la componente de materia oscura (noobservable directamente) que contiene la información cosmológica. El estudio de dicha conexión en distintos observables tantoastrofísicos como cosmológicos es el objetivo de este trabajo.Para comenzar, se realiza una introducción al modelo cosmológico estándar, pasando a través del Universo homogéneo hastala formación de los halos de materia oscura (bloques fundacionales para describir la distribución espacial de galaxias en elparadigma 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 escalaentre propiedades de subhalos de materia oscura (masa, velocidad circular máxima, dispersión de velocidades, momentoangular específico y metalicidad). Específicamente, estas relaciones han sido cuantificadas como función de la masa de lossubhalos 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 propiedadesestadísticas de la misma, analizando por ejemplo la compatibilidad de esta con funciones conocidas (como la distribuciónnormal). Las relaciones medias han sido ajustadas y comparadas con predicciones teóricas (basadas algunas en la suposición deequilibrio virial).Como aporte fundamental del trabajo, hemos estudiado el comportamiento de las relaciones de escala de subhalos como funciónde variables asociadas con el ambiente (o entorno). En este trabajo, hemos introducido dos definiciones de entorno: la masa delhalo 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 demateria oscura de la TNG. En particular, partiendo de la distribución de partículas de materia oscura, se ha construido el campode densidad (mediante la implementación de métodos de interpolación) a partir del cual se han medido las distribuciones dedensidad (estadística de un punto), el espectro de potencias (estadística de dos puntos) y el tensor de mareas. Estas medicioneshan sido comparadas con predicciones teóricas y ajustes a simulaciones de materia oscura, mostrando pequeñas diferencias queson 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 cósmicaque utiliza los autovalores del tensor de mareas como diagnósticos para discriminar ambientes tales como nudos o vacíoscósmicos. Con estos mismos autovalores hemos definido cantidades que caracterizan el grado de anisotropía del ambiente enque habitan los halos de materia oscura. Esto nos permite explorar el comportamiento de las relaciones de escala en distintosambientes (es decir, en regiones con distintos niveles de anisotropia y/o densidad de materia oscura). Este tipo de análisis es degran importancia para lograr establecer un vínculo galaxia-halo que ayude a interpretar de forma más exacta las observacionesde los censos de galaxias. Esto, ya que este análisis eventualmente introduce la necesidad de incluir dependencias secundariasdentro del llamado “modelo de ocupación de galaxias”, pieza fundamental para entender la distribución espacial de galaxias enel Universo.Finalmente, otro aporte de este trabajo consiste en el análisis de la estructura a gran escala en la TNG, tanto de la materiaoscura como de los halos y subhalos. En particular, hemos implementado un método para asignar de forma individualinformación sobre agrupamiento a gran escala. Dicha información (denominada sesgo) representa la relación de escala entre elagrupamiento de trazadores y el agrupamiento de materia oscura subyacente, como respuesta a la gravedad. Tal y como se hananalizado las relaciones de escala, el estudio del sesgo como función de la masa de los halos y subhalos se realiza en distintosambientes cosmológicos mostrando cómo dichos ambientes (caracterización a pequeñas escalas) tienen un efecto directo sobrela 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 deescala. 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 redcósmica, 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 comolos subhalos presentan una señal de sesgo secundario con respecto a la densidad de la materia oscura y a las propiedades de lossubhalos, respectivamente.
YR 2024
FD 2024
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/39175
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/39175
LA es
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 23-dic-2024