Speaker
FERNANDO VELEZ
(ESTUDIANTE MAESTRÍA ASTRONOMÍA)
Description
A partir de las observaciones cosmológicas tales como las fluctuaciones de la
temperatura en el fondo de microondas, registradas por misiones como el WMAP
y el PLANCK, se ha podido dar soporte al paradigma de la cosmología moderna,
que a su vez está basado en la teoría de gravitación de la relatividad general y
según el cual la distribución de materia-energía en el universo corresponde a un
74% de energía oscura, un 4% de materia bariónica y 22% de materia oscura.
Uno de los problemas fundamentales del modelo cosmológico es la explicación
de la formación de estructuras en el universo. En la cosmología actual se ha
desarrollado un mecanismo que da cuenta de tal proceso, el cual está basado
en el crecimiento de perturbaciones métricas generadas durante el universo temprano.
Dichas perturbaciones evolucionan principalmente con la gravedad en un
fondo de tipo Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker(FLRW). El estudio de las
perturbaciones se realiza a través de las ecuaciones de campo de Einstein perturbadas,
obteniendo las ecuaciones de movimiento para las variables dinámicas
fundamentales del fluido cosmológico tales como la densidad de energía, la presión
y las velocidades peculiares.
Hasta épocas recientes la teoría lineal de perturbaciones fue utilizada con gran
exito en las observaciones astronómicas incluso hasta corrimientos al rojo de
z~0, sin embargo, dada la actual precisión de las observaciones se hace necesario
incluir ordenes superiores al régimen lineal en las predicción y corroboración
de las observaciones cosmológicas.
En el presente trabajo estudiamos las perturbaciones cosmológicas utilizando la
teoría Euleriana de perturbaciones no relativistas hasta segundo orden (Rodriguez
2011). Se combinan los resultados de dicha teoría con el modelo de halo oscuro y
se calcula la función de correlación halo-halo incluyendo el segundo orden de la
teoría de perturbaciones mencionada anteriormente. Los resultados anteriores se comparan utilizando un estimador tipo Szalay y estimando la función de correlación halo-halo en cajas de simulación cosmológicas. Para el perfil del modelo de
halo se utiliza el perfil de Navarro-Frenk-White (NFW)(Navarro et al. 1996) y
una función de masa tipo Schecter (Press & Schechter 1974), el Bias de los halos oscuros es calculado utilizando la teoría Spliting Peak Background (SPB). Se
hace la comparación con la teoría lineal en diferentes escalas espaciales mediante
el cálculo de la función de correlación de dos puntos (Alder 1981).
Referencias
Alder, R. J. (1981), The geometry of random fields, Jhon Wiley Sons.
Navarro, J., Frenk, C. & White, S. (1996), ‘The structure of cold dark matter halos’, ApJ (462), 563.
Press, W. H. & Schechter, P. (1974), ‘Formation of galaxies and cluster of galaxies by self-similar gravitational condensation’, ApJ (187), 425–438.
Rodriguez, S. A. (2011), Función de correlación halo-halo, comparación con la teoría de perturbaciones, Tesis de pregrado, Universidad nacional de Colombia.
Primary authors
FERNANDO VELEZ
(ESTUDIANTE MAESTRÍA ASTRONOMÍA)
Dr
Leonardo Castaneda
(Docente asociado Univ. Nacional de Colombia)
