Experimentos de la siguiente generación para la medición de distancias y crecimiento de estructuras.

Arriba: Cúmulo masivo de galaxias Abell 2218, imagen obtenida por el Hubble Space Telescope. Más allá de los cúmulos masivos, la distorsión de las imágenes es mucho más débil, pero pueden ser detectadas de forma estadística. Crédito: NASA, A. Fuchler y el equipo ERO

Abajo: Simulación de la propagación de la luz a través de la distribución la materia oscura en un volumen grande del Universo. Crédito: Stephani Colombi del Institut d'Astrophysique de Paris.

La próxima década debe incluir programas de observación agresivos que empleen todos los métodos descritos en la publicación anterior (Métodos para la medición de distancias y crecimiento de estructuras). Además de proveer información complementaria, la mezcla de métodos permitirá el chequeo cruzado que puede resultar crucial para diseñar conclusiones robustas acerca de la aceleración cósmica.

Inspecciones de Supernova

Estas inspecciones requieren profundidad, alta cadencia (Visitas frecuentes al mismo campo), imágenes sobre área de varios grados cuadrados a varias decenas de varios grados cuadrados, con seguimiento espectroscópico y una calibración fotométrica excelente. Más aún, inspecciones menos profundas son necesarias para la calibración de los muestreos del bajo desplazamiento al rojo. La prioridad principal para los estudios de Supernova es obtener una alta precisión estadística y un control estricto correspondiente de los errores sistemáticos de los desplazamientos al rojo z ≤ 0.7, donde su precisión excede al BAO. Los errores sistemáticos pueden reducirse por la inclusión de observaciones en el resto del espectro cercano al infrarrojo, donde la extinción de polvo es mucho más baja y el rango de luminosidad es menor que el óptico (Aún cuando este último es corregido por la curva de duración de la luz). Las mejoras en los sistemas de calibración fotométrica son esenciales para la cosmología de Supernova, y beneficiarán a muchas áreas de la astronomía. Las muestras de varios miles de Supernovas pueden alcanzar una precisión estadística de ~0.01 mag en múltiples muestreos, y las incertidumbres sistemáticas pueden traerse a este nivel.

Inspecciones BAO

Estas inspecciones requieren espectroscopía sobre volúmenes de gran movimiento. A z>1, las muestras de un área 10E8 X 10E8 galaxias son necesarias para alcanzar el límite de varianza cósmica en una fracción grande del cielo. Inspecciones basadas en la óptica pueden alcanzar sin rodeos Z~1.3, pero el acceso a la mayor parte del volumen de gran movimiento en el rango 1 < z < 2 requiere una profundidad cercana a la espectroscopía infrarroja que solo puede realizarse desde el espacio. A un alto desplazamiento al rojo, los métodos ópticos utilizan emisiones de galaxias lineales y el Lyman-α será posible, aunque no está claro como es que estos pueden acercarse al límite de la varianza cósmica. La intensidad de la asignación de la emisión de 21 cm del desplazamiento al rojo es un método emergente que podría permitir mediciones eficientes del BAO sobre un amplio rango del desplazamiento al rojo.

Lente débil y Abundancia de cúmulos

Estas inspecciones requieren imágenes de alta resolución, con una bien caracterizada función de punto de margen (PFS, Point-Spread Function) sobre áreas amplias (Como se observa en las imágenes). Una inspección realizada sobre 20,000 grados cuadrados podría alcanzar mediciones precisas para ~10E9 galaxias. Observaciones espaciales de mayor resolución podrían incrementar la densidad de la superficie de las galaxias utilizables por un factor de varios, y el PFS más estable obtenible en el espacio, podría reducir las incertidumbres sistemáticas en la medición de las formas. El alcanzar una precisión fotométrica en el desplazamiento al rojo requiere una fotometría óptica y cercana al infrarrojo para todas las galaxias y el muestreo espectroscópico de ~10E5 galaxias. Una inspección en un área amplia por rayos X y SZ que coincidan con las otras inspecciones podría permitir una selección más limpia de cúmulos que solo por los datos ópticos obtenidos. Una alta señal de ruido en las mediciones de rayos X y SZ de un pequeño número de cúmulos ayudaría a clarificar la física fundamental de cúmulos y reducir la dispersión de las relaciones Observación-Masa.

Espacio

Las observaciones en el espacio pueden ser benéficas para todos estos métodos, de forma diferente. Un tema común es la necesidad de obtener imágenes profundas cercanas al infrarrojo y espectroscopia de amplias áreas, las cuales solo podrían realizarse en el espacio. Un telescopio espacial de campo amplio cercano al infrarrojo podría proporcionar:

• La fotometría cercana al infrarrojo de las supernovas en z<1, en coordinación con las observaciones ópticas terrestres.
• Las galaxias con desplazamiento al rojo sobre un vasto volumen disponible en 1 < z < 2, complementado con inspecciones BAO en otros desplazamientos al rojo.
• Fotometría infrarroja para los desplazamiento al rojo fotométrico de lente débil y calibración de las muestras de espectroscopía infrarroja. Podría reducir las incertidumbres sistemáticas en las mediciones de lente débil.

Esta misión espacial mejoraría en gran medida la precisión de las restricciones de aceleración cósmica y reduciría considerablemente los errores sistemáticos asociados.

Para Saber Más:

BAO - A standard ruler method for determing the expansion rate of the Universe

Martin White

Weak Gravitational Lensing

Sofia Sivertsson

Supernova Cosmology Project

Website

Evolution of the Cluster Abundance in non-Gaussian models

James Robinson & Jonathan E. Baker

PSD Estimation using Sharp Edge Prediction

Joshi, Szeliski & Kriegman

Angular Motion Point Spread Function model considering aberrations and defocus effects

Iftach Klapp & Yitzhak Yitzhaky

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Métodos para la medición de distancias y crecimiento de estructuras.

Supernova

La supernova Type Ia ha interpretado hasta hoy el rol más crítico en demostrar la existencia de la aceleración cósmica y la medición de su evolución. De las técnicas utilizadas hasta el momento, esta es la mejor entendida desde un punto de vista práctico. La precisión estadística del método es alta, ya que cada supernova bien observada produce una estimación de distancia con una incertidumbre alrededor del 10%. Las incertidumbres sistemáticas claves son correcciones por la extinción de polvo, la precisión de las calibraciones fotométricas a través un amplio rango de desplazamiento al rojo, y la posible evolución cósmica de la población de supernovas.

BAO (Baryonic Acoustic Oscillations –Oscilaciones Barionicas Acústicas)

Las técnica BAO mide D(z) y H(z) utilizando una escala impresa por ondas de presión en la pre-recombinación del Universo como una regla estándar. Esta escala (≈ 150 Mpc) puede ser calculada con precisión utilizando parámetros que son determinados con las observaciones del CMB y puede ser medido en los cúmulos de galaxias, cuásares, el boque Lyman- α o la emisión de 21 cm. El límite estadístico definitivo para las mediciones de BAO está configurado en la varianza cósmica, por ejemplo, por el volumen finito del Universo observable. Para una inspección de un volumen similar en el rango del desplazamiento al rojo, una inspección estereoscópica (Con errores de desplazamiento al rojo más pequeños que la velocidad típica peculiar de la galaxia) proporciona una precisión varias veces superior que una inspección fotométrica y permite la determinación por separado de D(z) y H(z), mientras una inspección fotométrica reditúa solo el anterior. Las inspecciones fotométricas grandes podrían ‘cosechar’ mediciones del BAO como un producto, pero las inspecciones estereoscópicas necesitarán guarecerse bajo la energía de la técnica BAO. Existen ciertas incertidumbres sistemáticas posibles de las tendencias no lineales de las galaxias (U otras trazas utilizadas), pero al teoría actual sugiere que los errores sistemáticos en la técnica BAO serán más pequeños que los errores estadísticos, aún para los experimentos que se enfoquen en el límite de varianza cósmica.

Lente débil

Esta técnica depende de cuan amplios son los cúmulos de materia, por lo tanto G(z) y la relación de distancia-desplazamiento al rojo D(z). La información obtenida del lente débil puede ser analizada por múltiples métodos estadísticos, incluyendo el espectro de energía de cortes cósmicos en compartimientos de desplazamiento al rojo fotométrico (También conocidos como tomografía), mediciones de orden más altos tales como la función de correlación de tres puntos y la lente galaxia-galaxia. Estos múltiples análisis pueden usarse para incrementar la precisión estadística en su totalidad, para llevar a cabo chequeos de consistencia internos para errores sistemáticos, y para romper degeneraciones entre los parámetros cosmológicos. Las incertidumbres sistemáticas clave para esta técnica son: la precisión de las mediciones de corte en sí mismas, alineaciones intrínsecas de las galaxias (las cuales pueden imitar los cortes cósmicos), la influencia de los bariones en las predicciones teóricas de pequeña escala y errores en la distribución del desplazamiento al rojo fotométrico. Los errores estadísticos dependen principalmente del número total de galaxias con formas ya medidas.

Abundancia de cúmulos

Las mediciones de la abundancia de cúmulos galácticos como una función del desplazamiento al rojo son sensibles a G(z), el cual gobierna la evolución de la función de masa, y a D(z), el cual determina el elemento volumen. En principio, la inspección de cúmulos puede alcanzar alta sensibilidad estadística. El reto clave es el promedio de la relación entre los cúmulos observables y la masa del halo que debe conocerse con alta precisión, y la dispersión y evolución del desplazamiento al rojo de esas variaciones también debe conocerse, con una precisión moderada. Uno puede ajustar esas relaciones al conteo del cúmulo por sí mismo, pero reduce la precisión estadística de las mediciones de los parámetros cosmológicos. Los Rayos-X, Sunyaev-Zel’dovich (SZ) y la selección óptica de galaxias son los enfoques viables para ensamblar catálogos de cúmulos. En la actualidad, la técnica de lente débil es la única observable cuyos fundamentos físicos son entendibles lo suficiente para alcanzar el nivel sub-porcentual de calibración de masa requerido. Mientras las mediciones de lente débil sean ‘ruidosas’ para cualquier cúmulo individual, pueden medir con precisión el perfil de la masa promedio de los cúmulos contenidos en cantidades observables.

Complemento

Estos cuatro métodos son más poderosos en conjunto que aislados. Comparando los dos métodos de distancia pura, el Supernova puede alcanzar una precisión estadística más alta que el BAO a z<0.7, y el control de los errores sistemáticos en las mediciones de Supernova son más fáciles a bajo desplazamiento al rojo. Las inspecciones BAO son más efectivas a un alto desplazamiento al rojo porque hay más volumen disponible y porque H(z) es más sensible a la energía oscura que D(z). A pesar de que los efectos dinámicos de la energía oscura son más pequeños en el alto desplazamiento al rojo, la sensibilidad de una varianza cósmica, limita la inspección BAO a la energía oscura (Más precisamente, a la constante cosmológica) es más o menos plana en el rango de desplazamiento al rojo 0.5 < z < 2.5. Las mediciones BAO del alto desplazamiento al rojo también producen unas condiciones precisas de la curvatura, rompiendo degeneraciones entre las mediciones de bajo desplazamiento al rojo.

El lente débil y la inspección de cúmulos proporciona mediciones independientes de D(z) y las restricciones G(z) necesarias para evaluar los modelos de gravedad modificada. La inspección de galaxias de desplazamiento al rojo diseñadas para estudios del BAO pueden también medir el G(z) a través de las distorsiones del espacio-desplazamiento al rojo, la aparente anisotropía de la estructura inducida por las velocidades peculiares de la galaxia. El reciente trabajo teórico sugiere que la distorsión espacio-desplazamiento al rojo puede ser competitiva con las mediciones del lente débil de estructuras en crecimiento, pero las incertidumbres sistemáticas de este método aún no han sido exploradas.

Para conocer más:

Baryon Acoustic Oscillations in 2D: Modeling Redshift-space Power Spectrum from Perturbation Theory

Atsushi Taruya, Takahiro Nischimichi, Shun Saito.

BAO - A standard ruler method for determing the expansion rate of the Universe

Martin White

Weak Gravitational Lensing

Sofia Sivertsson

How Sensitive Are Weak Lensing Statistics to Dark Energy Content?

Dipak Munshi & Yun Wang

Constraining Modified Gravity and Growth with Weak Lensing

Shaun A. Thomas, Filipe B. Abdalla, Jochen Weller

Cosmological Constraints from the 100-deg2 weak-lensing survey

Jonathan Benjamin et al.

Weak Gravitational Lensing

Matthias Bartelmann & Peter Schneider

Supernova Cosmology Project

Website

Evolution of the Cluster Abundance in non-Gaussian models

James Robinson & Jonathan E. Baker

The Impact of Galaxy Cluster Mergers on Cosmological Parameter Estimation from Surveys of the Sunyaev-Zel’dovich Effect

Daniel R. Wik et al.

Cosmological Parameter Estimation With The Galaxy Cluster Abundance

Pedro TP Viana

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