El poder de combinar CMB lensing con catálogos de galaxias

• Título: CMB lensing tomography with the DES Science Verification galaxies
• Autores: T. Giannantonio et al. (DES collaboration).
• Institución del primer autor: Kavli Institute for Cosmology, Cambridge.

Antecedentes

Las perturbaciones en la radiación de fondo de microondas (CMB) son probablemente la fuente de información más precisa de que disponemos hasta la fecha en cosmología. Dado que el CMB tiene su origen en la época de recombinación, su estudio es especialmente útil para comprender el Universo primitivo. Sin embargo, para llegar hasta nosotros los fotones del fondo de radiación han viajado durante 1.4×10¹⁰ años, recorriendo una distancia de aproximadamente 4.5×10¹⁰ años luz desde que fueron emitidos. A lo largo de su trayectoria, las propiedades de estos fotones son modificadas por todas las estructuras que atraviesan, y que han ido evolucionando durante ese tiempo. Uno de los efectos más importantes es el efecto de lente gravitacional (CMB lensing), por el cual los fotones del CMB son desviados por el campo gravitatorio causado por las perturbaciones de materia. Las modificaciones correspondientes en el espectro de las perturbaciones del CMB contienen, por lo tanto, abundante información acerca de la formación de estructura en etapas más recientes en la evolución del Universo (más información aquí). Una manera de detectar esta señal y simultáneamente confirmar su origen físico es estudiando la correlación entre el CMB y un determinado catálogo de galaxias. Suponiendo que las galaxias sigan la distribución de materia (volveremos a esto más adelante), deberá haber una correlación positiva clara entre éstas y el potencial gravitatorio que causa el CMB lensing. Varios estudios han conseguido medir esta correlación cruzada, constatando así origen físico de este efecto.

Pero ésta no es la única utilidad de combinar observaciones del CMB con catálogos de galaxias. Una de las mayores desventajas a la hora de utilizar estos catálogos en cosmología es la ausencia de un modelo teórico completo que nos permita conectar la densidad de galaxias con la de materia. El modelo más simple y ampliamente aceptado predice un factor de proporcionalidad, conocido como “galaxy bias”, entre las fluctuaciones en ambos campos, pero no es posible predecir con exactitud el valor de dicho factor. Esto implica que el galaxy bias debe ser incluido como un párametro libre más del modelo, lo cual empeora significativamente la precisión con la que podemos medir los parámetros cosmológicos que realmente nos interesan. Dado que la señal de CMB lensing es sensible a la densidad total de materia, y no solo a la de galaxias, la combinación de ambos tipos de observaciones puede paliar significativamente las incertidumbres derivadas del galaxy bias.

Nuevos resultados de DES

Mapa de la densidad de galaxias en el mayor campo de validación de DES (panel izquierdo). Los paneles superior e inferior izquierdo muestran los datos de convergencia del CMB lensing obtenidos por Planck y SPT utilizados en este estudio. Imagen obtenida del artículo original en arXiv.

En el artículo que resumimos aquí, los miembros de la colaboración Dark Energy Survey (DES), un catálogo fotométrico de galaxias que todavía no ha concluido sus observaciones, han estudiado la correlación con CMB lensing en sus datos de validación. Para ello los autores usaron 2.5 millones de galaxias distribuidas en los 130 grados cuadrados de su mayor campo de verificación, así como los mapas de CMB lensing de las colaboraciones Planck y SPT en la misma área (ver Figura superior izquierda). Estos mapas cuantifican la amplitud del CMB lensing en función del factor de convergencia, que mide el grado de ampliación de las imágenes debido a la presencia de la lente gravitacional. DES además ha estimado el redshift fotométrico de todas las galaxias de su muestra, lo cual permite hacer una medida tomográfica de esta correlación cruzada en 5 intervalos de reshift entre z=0.2 y z=1.2. El resultado principal del artículo se muestra en la Figura inferior. El panel superior de la figura muestra la función de auto-correlación angular de la densidad de galaxias para la muestra completa, que puede entenderse como el nivel de correlación entre el numero de galaxias observadas en dos regiones diferentes del cielo separadas por un cierto ángulo. Los paneles intermedio e inferior, por otra parte, muestran la función de correlación cruzada de las galaxias con los mapas de lensing de Planck y SPT, que cuantifican el nivel de correlación de ambos campos en función de la escala angular. Las barras de error mostradas en estas curvas fueron calculadas rigurosamente usando 100 observaciones simuladas generadas a partir de simulaciones de formación de estructura. El tamaño de estas barras de error comparado con la amplitud de las medidas implican, por lo pronto, una detección de la correlacion entre galaxias y CMB lensing de muy alta significación 6-σ y 4-σ para SPT y Planck respectivamente). Pero, como hemos dicho antes, esto no es todo.

Función de autocorrelación angular de la densidad de galaxias (panel superior) y correlación cruzada con los campos de CMB lensing de SPT (panel intermedio) y Planck (panel inferior). La línea discontínua muestra la predicción teórica correspondiente al valor del galaxy bias estimado a partir de la autocorrelación de galaxias, mientras que la línea continua corresponde al bias obtenido a partir de la correlación cruzada. Imagen obtenida del articulo original en arXiv

Dado que el galaxy bias afecta de distinta forma a las amplitudes de la auto-correlación de galaxias y su correlación cruzada con CMB lensing, es posible utilizar ambas medidas obtener una estimación más precisa del mismo. Para ello los autores fijaron la forma de ambas funciones de correlación a la predicha por el modelo cosmológico fiducial y usaron las amplitudes de las mismas como dos parámetros libres. Haciendo esto, los autores encuentran uno de los resultados más interesantes del artículo: las amplitudes de ambas funciones de correlación, y por lo tanto las medidas del bias obtenidas a partir de las mismas, son ligeramente incompatibles. Los autores no han conseguido atribuir esta discrepancia totalmente a ningún error sistemático (principalmente el relacionado con la incertidumbre en los redshifts fotométricos), pero la significación estadística de la misma es tan baja (inferior a 1.7-σ) que tampoco es posible sacar conclusiones definitivas al respecto en terminos de nueva física (Sin embargo, otros estudios han indicado desviaciones similares – ej. 1, ej. 2).

Finalmente, como preludio al análisis que tendrá lugar con los datos completos del catálogo, los autores también desarrollan estimadores estadísticos para determinar el llamado “factor de recimiento”, que describe cómo la amplitud de las perturbaciones de materia crece debido al colapso gravitacional. La evolución de esta cantidad con el redshift es un observable muy sensible a posibles desviaciones respecto al modelo estándar gravitatorio. En este caso, los datos de CMB lensing son vitales para romper la degeneración completa que existe entre este parámetro y el galaxy bias. Las medidas tomográficas de esta cantidad llevadas a cabo a partir de los 5 intervalos de redshift mencionados anteriormente muestran una ligera discrepancia con las predicciones del modelo cosmológico adoptado en el estudio, relacionada con la discrepancia en las amplitudes de la auto-correlación y la correlación cruzada antes mencionada. Sin embargo, la significación estadística de este desacuerdo es igualmente débil (~1.7-σ), y solo con más datos y un mejor control sobre los sistemáticos del experimento será posible identificar el origen del mismo.

Quizás el resultado más importante de este artículo sea la demostración del tipo de estudios que pueden realizarse combinando catálogos de galaxias con mediciones del CMB lensing. Los resultados aquí resumidos han sido obtenidos con una fracción ínfima de los datos totales que se esperan recopilar en el catálogo completo, y por lo tanto es de esperar que DES llegue a obtener resultados de gran relevancia en el futuro.