El LSST observa en grande: Estructura a Gran Escala del Universo

¿Que es la estructura a gran escala del Universo y como se formó? Esta es quizás la pregunta mas fundamental de toda la cosmología. Los científicos que estudian la estructura a gran escala del Universo explora la “gran imagen” de como esta organizado en enormes distancias y tiempos. Con una número sin precedentes de galaxias obtenidas con el LSST, los científicos podrán acercarse a las respuestas definitivas de cómo se formó el Universo que observamos actualmente.

Vemos el Universo como estrellas, las cuales se agrupan en organizaciones mayores llamadas galaxias que luego forman cúmulos de galaxias e incluso super cúmulos de galaxias, es decir, la acumulación mas grande de materia. En el modelo estándar de cosmología, estas estructuras crecieron principalmente bajo la influencia de la gravedad, partiendo de pequeñas semillas, la cuales se originaron a partir de fluctuaciones cuánticas en el Universo temprano con importantes modificaciones causadas por la radiación y los bariones (plasma de hidrógeno y helio) dentro de los primeros 400.000 años de la historia del Universo. Las estructuras a gran escala del Universo que observamos hoy en día contienen información clave acerca de los contenidos del Universo, el origen de las fluctuaciones y el fondo de expansión cósmica en la cual las estructuras evolucionaron.

El LSST observará el Universo en un amplio rango de longitud de onda y proporcionará enormes cantidades de datos. Su muestra de 10 mil millones de galaxias en 20 mil grados cuadrados, la muestra fotométrica de galaxias mas grande de su tiempo, permitirá una caracterización precisa de la distribución y evolución de la materia a escalas extragalácticas. Los científicos podrán usar los datos del LSST para estudiar la cosmología a través de las correlaciones espaciales de galaxias, la cantidad de galaxias y la correlación entre sobredensidades de galaxias y las fluctuaciones de temperatura en el fondo de microondas cósmicas (FMC).

Un elemento de interés especial para la comunidad científica es la marca que dejaron las Oscilaciones Acústicas de Bariones (OAB) en los cúmulos de galaxias, ya que las características de las OAB se pueden utilizar como parámetros estándares para medir distancias y definir la cosmología. En sus inicios, el Universo era tan caliente y denso que los elementos primarios, hidrógeno y helio, formaban un plasma estrechamente unido a fotones. Las ondas acústicas se propagaron en este plasma altamente relativista, unidos a la presión de fotones. Las OAB son un registro de las fases de estas ondas.

A medida que el Universo se expandió, se enfrió. En algún momento, alrededor de 380.000 años después del Big Bang (a un corrimiento al rojo de z=1.100), el Universo se enfrió lo suficiente y los protones y electrones formaron átomos de hidrógeno neutros. Este acontecimiento se conoce como recombinación, donde los fotones se separaron de la materia. Sin la presión que ejercían los fotones, las ondas acústicas se congelaron después de la recombinación, apareciendo como OABs en la distribución de galaxias.

En el caso de los fotones, la separación significa que el universo se tornó transparente, de esta manera comenzaron a moverse libremente a través del Universo. En la actualidad, podemos ver estos fotones en forma de radiación de FMC.

Análisis en conjunto entre la muestra del LSST de billones de galaxias y un mapa de radiación de fondo de microondas cósmicas ya sea de la Sonda Anisotrópica de Microondas Wilkinson o del satélite Planck, pueden darnos información adicional sobre el Universo. El LSST medirá el efecto Sachs-Wolfe, el corrimiento al rojo gravitacional de fotones del FMC, a través de correlaciones entre la distribución de galaxias y las fluctuaciones de temperatura del FMC, la cual proporcionara información sobre la naturaleza de la energía oscura. Al correlacionar las fluctuaciones del FMC con distintas submuestras de galaxias selecionadas de acuerdo a su corrimiento al rojo o su tipo, los científicos podrán medir como la señal Sachs-Wolfe Integrada ha ido cambiando a través de la historia del Universo. La ISW es la mejor forma de detectar si la energía oscura puedo o no formar cúmulos.

Uno de los desafíos importantes para los cosmólogos es entender la física de las condiciones iniciales del Universo (por ejemplo, física de inflación). La contribución de grandes cantidades de datos del LSST mejorará considerablemente el conocimiento acerca de fluctuaciones primordiales de gran escala en la distribución de la materia, la cual entró en escena después de la época de la igualdad de radiación de la materia ( aprox. 50.000 años después del Big Bang, corrimiento al rojo de z=3.100) y ha crecido principalmente gracias a la gravedad desde esos entonces. Estas fluctuaciones guardan la marca que dejaron las perturbaciones cuánticas, las cuales pueden ayudar a refinar los modelos de inflación.

El LSST también producirá un gran catálogo de cúmulos de galaxias. La abundancia de cúmulos puede dar prueba los aspectos dinámico y geométricos del modelo cosmológico como una función del corrimiento al rojo, lo cual es una herramienta poderosa para descubrir la naturaleza de la energía oscura y cualquier desviación de la gravedad estándar. Existen varios métodos para encontrar cúmulos. Todos ellos proporcionan una lista de las posiciones de los cúmulos, corrimientos al rojo fotométricos y propiedades observables como riqueza, luminosidad total , etc. El LSST encontrará tantos cúmulos que los científicos podrán utilizar comparaciones de métodos de construcción de distintos catálogos y distintos cortes de selección como un control de la función de selección.

El volumen y profundidad sin paralelo de las observaciones del LSST harán un mapa del Universo a la mayor escala de tiempo y espacio. El revelar esta gran imagen de la estructura a gran escala del Universo llevará a los científicos a los comienzos para responder las preguntar fundamentales del la cosmología.

Articulo escrito por Anna H. Spitz, Hu Zhan y Eric Gawiser