| Processo: | 17/05549-1 |
| Linha de fomento: | Bolsas no Brasil - Pós-Doutorado |
| Vigência (Início): | 01 de outubro de 2017 |
| Vigência (Término): | 30 de setembro de 2020 |
| Área do conhecimento: | Ciências Exatas e da Terra - Física - Física das Partículas Elementares e Campos |
| Pesquisador responsável: | Nathan Jacob Berkovits |
| Beneficiário: | Antonino Troja |
| Instituição-sede: | Instituto de Física Teórica (IFT). Universidade Estadual Paulista (UNESP). Campus de São Paulo. São Paulo , SP, Brasil |
| Vinculado ao auxílio: | 16/01343-7 - ICTP Instituto Sul-Americano para Física Fundamental: um centro regional para física teórica, AP.TEM |
| Assunto(s): | Galáxias Cosmologia física |
Resumo Observações da radiação cósmica de fundo (CMB) e da estrutura de grande escala (LSS) do Universo nos permitem compreender melhor a física que guia a evolução da perturbação primordial para a distribuição de galáxias em larga escala que vemos atualmente, nos deixando, no entanto, importantes questões em aberto. Os últimos resultados do Planck, por exemplo, mostram que aproximadamente 4% de toda a densidade de energia total é composta por matéria bariônica. Os 96% restantes são desconhecidos, compostos de matéria não bariônica, 26% de matéria escura e 70% de energia escura.É impossível observar diretamente matéria escura, já que ela só interage gravitacionalmente. No entanto, é possível relacionar a distribuição de matéria visível (galáxias) com a distribuição total de matéria. Já que a distribuição das galáxias é a única observável em pesquisas fotométricas, precisamos conhecer tão precisamente quanto possível as propriedades estatísticas da distribuição da galáxia. É possível descrever a distribuição da galáxia como um campo tridimensional não gaussiano, onde a não-gaussianidade surge do processo de aglomeração altamente não linear, o que introduz o acoplamento não linear entre as diferentes escalas. Na primeira ordem, a distribuição da galáxia é analisada levando-se em consideração seu espectro de potências, isto é, a transformada de Fourier da função de correlação de dois pontos, que parametriza o excesso de probabilidade de encontrar duas galáxias em uma certa distância. Infelizmente a amplitude do espectro de potência (parametrizado pela amplitude das flutuações da matéria escura às 8h-1Mpc, Ã8 está degenerada com os parâmetros de deslocamento, levando a restrições fracas. Por essa razão, o biespectro é agora uma das ferramentas principais na restrição de parâmetros cosmológicos. Como o espectro de potências, o biespectro é a contrapartida de Fourier da função de correlação de 3 pontos, que parametriza o excesso de probabilidade de encontrar três galáxias em uma dada configuração triangular. A dependência dos parâmetros cosmológicos em uma configuração triangular em particular (equilátero, isósceles, etc) nos permite restringir diferentes parâmetros levando em consideração as distintas configurações do biespectro, removendo deste modo a degenerescência. Minha ideia é analisar a distribuição fotométrica das galáxias de modo a limitar seu espectro angular e o biespectro. Podemos de fato tratar a distribuição fotométrica da galáxia como um campo esférico, o que nos permite usar a estatística angular. Devido à sua capacidade de remover a degenerescência, em relação às pesquisas atuais e futuras tais como DES e Euclid, o espectro biangular provavelmente se tornará uma das ferramentas principais na análise fotométrica dos conjuntos de dados. A aplicação do meu estimador a conjuntos de dados reais poderá fornecer novas restrições a parâmetros cosmológicos, como por exemplo, o bias e fNL. Por causa disso, as pesquisas DES representam a melhor estrutura para introduzir o estimador que forneci, de maneira a obter restrições cosmológicas mais confiáveis estatisticamente quando comparada com a aproximação mais tradicional, mais utilizada atualmente. (AU) | |
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