Dissertations / Theses on the topic 'Galaxy correlation'

We use the deep CANDELS observations in the GOODS North and South fields to revisit the correlations between stellar mass (M-*), star formation rate (SFR) and morphology, and to introduce a fourth dimension, the mass-weighted stellar age, in galaxies at 1.2 < z < 4. We do this by making new measures of M-*, SFR, and stellar age thanks to an improved SED fitting procedure that allows various star formation history for each galaxy. Like others, we find that the slope of the main sequence (MS) of star formation in the (M-*; SFR) plane bends at high mass. We observe clear morphological differences among galaxies across the MS, which also correlate with stellar age. At all redshifts, galaxies that are quenching or quenched, and thus old, have high Sigma(1) (the projected density within the central 1 kpc), while younger, star-forming galaxies span a much broader range of Sigma(1), which includes the high values observed for quenched galaxies, but also extends to much lower values. As galaxies age and quench, the stellar age and the dispersion of Sigma(1) for fixed values of M* shows two different regimes: one at the low-mass end, where quenching might be driven by causes external to the galaxies; the other at the high-mass end, where quenching is driven by internal causes, very likely the mass given the low scatter of Sigma(1) (mass quenching). We suggest that the monotonic increase of central density as galaxies grow is one manifestation of a more general phenomenon of structural transformation that galaxies undergo as they evolve.

Correlations of the observed sizes and luminosities of galaxies can be used to estimate the magnification that arises through weak gravitational lensing. However, the intrinsic properties of galaxies can be similarly correlated through local physical effects, and these present a possible contamination to the weak lensing estimation. In this thesis we model these intrinsic correlations using the halo model, assuming that both the sizes and luminosities of galaxies reflect the mass in the associated halo, assuming the observed galaxy properties correlate closely with the mass of the haloes and sub-haloes. Larger and more luminous galaxies live in more massive haloes, and even if the sub-halo population is largely independent of the halo mass, the sizes and luminosities of the largest sub-haloes will still be limited by the total halo mass. We use this simple model to predict what would be observed for a magnification estimator based on galaxy sizes and magnitudes, and how the intrinsic signal correlates with the true lensing convergence. Additionally, we include in our analysis the effects of cuts in the sample and we model the size-magnitude distribution and study how the cuts in the survey affect the intrinsic mean size and magnitude as well as the inferred convergence power spectrum when using galaxy sizes and magnitudes. Studying these correlations is important both to improve our understanding of galaxy properties and because they are a potential systematic for weak lensing size magnification measurements. Our model assumes that the density field drives these intrinsic correlations and we also model the distribution of satellite galaxies. We calculate the possible contamination to measurements of lensing convergence power spectrum from galaxy sizes and luminosities, and show that the cross-correlation of intrinsic properties with convergence is potentially an important systematic. We also explore how these intrinsic correlations may affect surveys with different redshift depth. We find that, in this simple approach, intrinsic size and luminosities correlations cannot be neglected in order to estimate lensing convergence power spectrum for constraining cosmological parameters.

En aquesta tesi hem fet servir dades del Dark Energy Survey per estudiar l'evolució i continguts de l'Univers. El Dark Energy Survey (DES) ha construït un mapa de galàxies que cobreix un vuitè del cel, mesurant les posicions i distàncies de centenars de milions de galàxies, amb l'objectiu d'entendre les causes de l'expansió accelerada de l'Univers, fet que ha estat confirmat observacionalment. Entre els mecanismes que podrien causar aquesta expansió accelerada hi ha l'energia del buit associada a una constant cosmològica, una altra forma d'energia fosca, o una modificació de la generalitat general. Amb mapes de galàxies com DES, aspirem a poder distingir entre aquestes possibilitats mesurant el creixement d'estructures i la geometria de l'Univers en funció del temps. En aquesta tesi utilitzem lents gravitacionals febles per contribuir a aquest objectiu final amb mesures del Dark Energy Survey. El fenomen de lents gravitacionals es produeix quan la llum d'objectes llunyans es desvia a causa de la presència d'una distribució de massa més propera a nosaltres que corba l'espai-temps. En particular, el fenomen de lents gravitacionals febles, que només pot ser mesurat de forma estadística, ha emergit com una de les mesures més potents de la cosmologia, ja que és sensible tant a la geometria de l'Univers com a la història del creixement d'estructures, i és la tècnica principal que s'utilitza en aquesta tesi. Específicament, hem utilitzat correlacions creuades entre una font de llum al fons, ja siguin galàxies llunyanes o el fons còsmic de microones, i les posicions de galàxies en primer pla, que serveixen d'indicadors de les grans estructures de l'Univers que estan produint l'efecte de lent gravitacional. Per una banda, hem fet servir la sensitivitat d'aquestes correlacions creuades a la història del creixement d'estructures i a la geometria de l'Univers per mesurar els paràmetres cosmològics, en combinació amb altres mesures. D'altra banda, ja que aquestes correlacions creuades també són sensibles a la relació entre la matèria bariònica (visible) que forma les galàxies i el subjacent camp gravitacional produït per la matèria (majoritàriament fosca), hem pogut mesurar l'anomenat \textit{galaxy bias}, que encapsula aquesta relació entre galàxies i matèria.<br>In this thesis we use data from the Dark Energy Survey to study the evolution and contents of the Universe. The Dark Energy Survey (DES) has built a map of galaxies covering one eighth of the southern sky, measuring the positions and distances to hundreds of millions of galaxies, with the main goal to shed light on the reasons behind the observationally-confirmed accelerated expansion of the Universe. The mechanisms that could drive this accelerated expansion include some vacuum energy associated with the cosmological constant, another form of dark energy, or a modification of General Relativity. With galaxy surveys such as DES we aim to distinguish between these possibilities by probing the growth of structure and geometry of the Universe as a function of time. In this thesis we use weak gravitational lensing measurements from the Dark Energy Survey to contribute to this final goal. Gravitational lensing is produced when light from background objects is deflected due to some foreground mass distribution that curves the space-time canvas. In particular, weak gravitational lensing, which can only be measured in a statistical manner, has emerged as one of the most powerful probes of cosmology, being sensitive to both the geometry of the Universe and the history of structure growth, and is the main technique used in this thesis. Specifically, we have used cross-correlations between a background source of light, such as distant galaxies or the Cosmic Microwave Background (CMB), and galaxy positions in the foreground, tracing the Large-Scale Structure producing the lensing. On one hand, we have used these weak lensing cross-correlations sensitivity to the history of growth of structure and to the geometry of the Universe, to constrain cosmological parameters in combination with other probes. On the other hand, since lensing cross-correlations are also sensitive to the relation between the baryonic (visible) matter forming galaxies and the underlying (mostly dark) matter field, we have been able to measure the so-called galaxy bias, which encapsulates this relation between galaxies and matter.

Les Oscillations Baryoniques Acoustiques (BAOs) correspondent au phénomène d'ondes acoustiques dans le plasma baryon-photon avant la recombinaison. Ces oscillations impriment une échelle standard, correspondant à l'horizon sonique, qui peut être observée dans les grandes structures de l'Univers. De par cette propriété d'étalon standard, les BAOs permettent d'étudier la relation distance-redshift dans les catalogues de galaxies et fournissent un outil très prometteur pour étudier les propriétés de l'énergie sombre. Les BAOs peuvent être étudiés à partir des statistiques du second ordre (la fonction de corrélation ou le spectre de puissance) dans la distribution des galaxies. Dans cette thèse, on se restreint au cas de la fonction de corrélation. Les BAOs apparaissent dans la fonction de corrélation comme un faible pic à l'échelle de l'horizon sonique. Il y a deux applications principales des BAOs: la détection des BAOs et la contraintes des paramètres cosmologiques grâce à la propriété d'étalon standard. La détection du pic BAO à une échelle proche de l'échelle attendue permet de confirmer le modèle cosmologique actuel. Quant à la contrainte des paramètres cosmologiques, permettant d'étudier l'énergie sombre, il s'agit d'un objectif majeur de la cosmologie moderne. Dans cette thèse, on s'intéresse à différents problèmes statistiques concernant l'étude de la fonction de corrélation dans la distribution des galaxies, avec un accent particulier sur l'étude des BAOs. Dans la première partie, on fait une étude à la fois théorique et pratique du biais dû à la contrainte intégrale dans les estimateurs de la fonction de corrélation. On montre que ce biais est très faible pour les relevés de galaxies actuels. Dans la seconde partie, on s'intéresse à la détection des BAOs. On montre les limitations de la méthode de détection classique, et on propose une nouvelle méthode plus rigoureuse. Notre méthode permet notamment de prendre en compte la dépendance de la matrice de la covariance de l'estimateur en fonction du modèle. Enfin dans la troisième partie, on étudie à nouveau la question la dépendance de la matrice de la covariance, cette fois pour la contrainte des paramètres cosmologiques. On estime une matrice de covariance dépendant du modèle et l'on compare nos contraintes avec les contraintes obtenues en faisant l'approximation habituelle d'une matrice de covariance constante. On montre que l'effet de cette approximation est relativement faible et diminue lorsque les relevés de galaxies grandissent.

Les Noyaux actifs de galaxie (AGN) incluent les sources quasi stables les plus énergétiques connues dans l'univers jusqu'à aujourd’hui. Du fait de leur distance, de leur haute luminosité et de leur petite taille, leurs régions intérieures ne sont pas directement résolvables avec les télescopes actuels. C’est pour ces raisons que nous avons besoin de techniques d’observation indirectes et de modèles théoriques pour discerner leur structure. Dans cette optique, le rôle de la polarimétrie est crucial. Elle a été ces dernières années la méthode clé qui a permis de développer le modèle unifié des AGN et pourrait, à l’avenir, nous offrir des nouveaux éléments pour sonder les régions des AGN irrésolues. Dans cette thèse, j’ai conduit des simulations sur les transferts radiatifs relatifs aux rayonnements continus émis des différentes régions intérieures des AGN en utilisant la nouvelle technique de cartographie de réverbération polarimétrique. Ce travail a été inspiré par les recherches de Gaskell et al. (2012). Le but de cette recherche est de fournir des modèles théoriques sur les différents composants des AGN en considérant le rayonnement polarisé en fonction du temps. La polarisation induite par la diffusion a été modélisée et différentes géométries de poussières circumnucléaires ont été testées. Les résultats incluent les effets de l’agrégation des poussières et différentes compositions de poussière. Pour étendre le modèle, les effets complémentaires des vents ionisés s’étirant en direction des pôles ont également été étudiés ainsi que ceux de l’anneau de diffusion équatorial théorique, avec pour postulat qu'il explique l’angle de polarisation observé dans les pôles des AGN. Les simulations ont été exécutées en utilisant une version du code STOKES incluant la dépendance temporelle. Il sera possible d'étendre ce travail à l'avenir. Les prochaines étapes suggérées incluront des raies d'émission aux modélisations ainsi que plus de complexité concernant la géométrie et la distribution de la poussière et/ou des électrons dans les régions de diffusion. Ce travail sera important pour profiter de futures données observationnelles systématiques avec un bon échantillonnage temporel<br>Active galactic nuclei (AGN) include the most powerful quasi-steady sources of energy known to date in the universe. Due to their distance, high brightness and small size, their inner regions are not directly resolvable with current telescopes. This is the reason why indirect techniques and theoretical models are needed to discern their structure. In this scenario the role of polarimetry is crucial. In the past it was the key method that led to the development of the Unified Model of AGN and in the future, it may give us new clues to probe unresolved AGN regions. In this thesis, I conducted radiative transfer simulations for continuous radiation of different inner regions of the AGN using the new technique of polarimetric reverberation mapping. This work has been inspired by the work of Gaskell et al. (2012). The goal of this research is to provide theoretical models of the different components of the AGN considering time-dependent polarized radiation. Scattering induced polarization has been modeled and different circumnuclear dust geometries have been explored. The results include the effects of clumpiness and different dust compositions. To further extend the model, the effects of additional extended ionized winds along the polar direction have also been explored as well as the putative equatorial scattering ring postulated to explain the polarization angle observed in pole-on AGN. The simulations were run using a time-dependent version of the STOKES code. It will be possible to extend this work in the future. Suggested future steps are including emission lines in the models, as well as more complexity in the geometry and distribution of dust and/or electrons in the scattering regions. This work will be important for taking advantage of systematic future observational data with good temporal sampling

The work we present in this manuscript revolves around the use of quasar spectra to probe the Universe. Absorption features in the electromagnetic spectrum of bright distant quasars by ionized hydrogen give us access to the distribution of gas in the Universe. Because the light from distant quasars is redshifted as it travels through the Universe, photons emitted with an energy below the Lyα transition will be absorbed along their journey, at the point where their wavelength has been redshifted to the transition wave- length of 1216 Å. As a result, an observed spectrum and its features, referred to as Lyα Forest, depend on the density of neutral hydrogen as a function of position along the line of sight from the quasar. Similar studies can be made with photons blueward of the emission line of the triply ionized carbon. Studying the distribution of this ionized gas on cosmological scales allows us to trace the underlying matter density field while at the same time gaining insight on the thermal state of the intergalactic medium by studying the small-scale correlations of the Lyα absorption. Part I of this manuscript, Introduction to the Universe introduces all the physical and observational notions necessary for the understanding of this doctoral work. In chapter 1, we put in context the field of cosmology and its motivations as well as acquaint ourselves with the standard models that made consensus as best describing our Universe at this time. Chapter 2 presents the formalism and notions of cosmology used in the following chapters. Additional clarifications are available for the interested reader in appendix A. Chapter 3 introduces useful concepts for the use of quasars and their spectra as observables for cosmological surveys. Part II starts with chapter 4, On the effect of the ionizing background on the Lyα forest autocorrelation function. In this work, we present an analytical frame- work to understand the effects of a fluctuating intensity of the cosmic ionizing background on the correlations of the Lyα Forest transmission fraction measured in quasar spectra. In the absence of intensity fluctuations, , and in the limit of large scales at which the linear regime is applicable, the Lyα power spectrum should have the expected cold dark matter power spectrum with redshift distortions in the linear regime, with a bias factor bδ and a redshift distortion parameter β that depend on redshift but are independent of scale. We found that the intensity fluctuations introduce a scale dependence in both bδ and β, but keeping their product bδβ fixed. We also showed that these fluctuations do not bias current or future measurements of the baryon acoustic oscillation (BAO) scale from Lyα Forest. Only the amplitude of the Lyα autocorrelation is affected, the position of the BAO peak is not. Chapter 5 is titled Quasar - CIV Forest cross-correlation. In a similar fash- ion that the Lyα Forest is used to probe neutral hydrogen clouds, we use the absorp- tion features of triply ionized carbon (CIV) to (a) probe metal enriched gas at redshift 1.4 < z < 4.2, (b) trace structures at z < 2 that were not accessible with the Lyα For- est. Thanks to the data provided by the full BOSS survey, there is a sufficient increase in quasar number density, compared to previous data sets available, to offset the lower sensitivity of the CIV Forest. As a result, we have made the first detection using the con- tinuum transmission approach of a signal from the Quasar - CIV forest cross-correlation. This detection allows to measure the transmission CIV bias factor at redshift z = 2.3: (1 + βCIV )bCIV = −0.024 ± 0.003.<br>El treball que presentem en aquesta tesi versa sobre l’ús d’espectres de quàsars per a investigar l’Univers. Els sistemes d’absorció produïts per l’hidrogen intergalàctic en l’espectre electromagnètic de quàsars llunyans i brillants ens permeten explorar la dis- tribució de gas en l’Univers. Atès que la llum dels quàsars es decala cap al roig a mesura que viatja a través de l’Univers, els fotons emesos amb una energia superior a la de la transició Lyα són absorbits (en realitat, rebotats per àtoms d’hidrogen) al llarg del seu viatge, just al punt on la seva longitud d’ona coincideix amb la línia de ressonància Lyα a 1216 Å. El resultat és el que denominem bosc Lyα , un camp d’absorció variable al llarg de l’espectre que reflecteix la densitat d’hidrogen neutre en funció de la posició al llarg de la línia de visual del quàsar. Estudis similars poden realitzar-se a la part de l’espectre cap al blau de la línia d’emissió del carboni triplement ionitzat (CIV), en què apareix absorció per part del CIV intergalàctic. La distribució d’aquest gas ionitzat a escales cosmològiques ens permet rastrejar el camp de densitat de matèria subjacent, i al mateix temps obtenir una visió de l’estat tèrmic del medi intergalàctic mitjançant l’estudi de les correlacions a petita escala de l’absorció Lyα . La part I de la tesi, Introducció a l’Univers, ens introdueix les nocions físiques i observacionals necessàries per a la comprensió d’aquest treball doctoral. En el capítol 1, posem en context el camp de la cosmologia i les seves motivacions, i presentem el model estàndard que ha assolit un consens com la millor descripció del nostre Univers en l’actualitat. Seguidament, el capítol 2 presenta el formalisme i les nocions de cosmolo- gia emprades en els segënts capítols. A l’annex A hi ha aclariments addicionals pel lector interessat. A continuació, el capítol 3 presenta conceptes útils sobre l’ús dels espectres de quàsars per estudis cosmològics. La part II comença amb el capítol 4, titolat sobre l’efecte del fons ionitzant en la funció d’autocorrelació del bosc Lyα . Aquest treball desenvolupa un marc analític per a comprendre els efectes d’una intensitat fluctuant del fons còsmic ionitzant sobre les correlacions de l’absorció en el bosc Lyα mesurades en espectres de quàsars. En absència d’aquestes fluctuacions d’intensitat, i en el límit d’escales grans en què el règim lineal és aplicable, l’espectre de potència del bosc Lyα ha de ser proporcional a l’espectre de potència de la massa en la teoria estàndard de matèria fosca freda esperada, amb les conegudes distorsions de decalatge al vermell del règim lineal, i està totalment carac- teritzat per un factor de biaix bδ i un paràmetre de distorsió per decalatge β. Aquests dos paràmetres poden evolucionar amb el temps però són independents de l’escala. En el nostre treball trobem que les fluctuacions d’intensitat introdueixen una dependència d’escala tant en bδ como en β, però mantenint el seu producte bδβ fix. També mostrem que aquestes fluctuacions d’intensitat no esbiaixen de manera sistemàtica les mesures de l’escala d’oscilůlacions acústiques bariòniques (BAO) del bosc Lyα , la qual s’utilitza per indagar la presència d’energia fosca a l’Univers a les diverses èpoques en què podem mesurar aquesta escala. Només l’amplitud de l’autocorrelació Lyα es veu afectada. El capítol 5 es titula Creu-Correlació quàsars - bosc CIV. De forma semblant a com el bosc Lyα s’utilitza per a sondar els núvols d’hidrogen neutre, hem utilitzat les característiques d’absorció del CIV per traçar estructures en l’interval de decalatge 1.4 < z < 4.2, sondant el gas enriquit en metall i correlacionant-lo amb els quàsars. a. Gràcies a les dades del cartografiat complet de BOSS i al gran nombre de quàsars que inclou, hem pogut mesurar la creu-correlació de l’absorció de CIV amb quàsars amb precisió suficient per obtenir la primera mesura dels factors de biaix dels absorbidors de CIV. El resultat d’aquesta mesura pel factor de biaix de la fracció transmesa per CIV a un decalatge de z = 2.3 és: (1 + βCIV )bCIV = −0.024 ± 0.003, amb un error més gran per mesurar el factor de distorsió βCIV i bCIV separadament.<br>El trabajo que presentamos en este manuscrito gira en torno al uso de espectros de cuasar para investigar el Universo. Las características de absorción en el espectro electromagnético de los cuasares distantes brillantes por el hidrógeno ionizado nos dan acceso a la distribución de gas en el Universo. Debido a que la luz de cuásares distantes es redshifted a medida que viaja a través del Universo, los fotones emitidos con una energía por debajo de la transición Lyα serán absorbidos a lo largo de su viaje, en el punto donde su longitud de onda ha sido redshifted a la transición de longitud de onda de 1216 Å. Como resultado, un espectro observado y sus características, denominado Bosque Lyα , dependen de la densidad del hidrógeno neutro en función de la posición a lo largo de la línea de visión a partir del cuásar. Estudios similares pueden realizarse con fotones hacia el azul de la línea de emisión del carbono ionizado triple. El estudio de la distribución de este gas ionizado en las escalas cosmológicas nos permite rastrear el campo de densidad de materia subyacente, mientras que al mismo tiempo obtener una visión sobre el estado térmico del medio intergaláctico mediante el estudio de las correlaciones a pequeña escala de la absorción de Lyα . La parte I de este manuscrito, Introducción al Universo, introduce todas las no- ciones físicas y observacionales necesarias para la comprensión de este trabajo doctoral. En el capítulo 1, ponemos en contexto el campo de la cosmología y sus motivaciones, así como nos acostumbramos a los modelos estándares que hicieron del consenso como la mejor descripción de nuestro Universo en este momento. El capítulo 2 presenta el formalismo y las nociones de cosmología utilizadas en los siguientes capítulos. En el apéndice A se encuentran aclaraciones adicionales para el lector interesado. Por último, el capítulo 3 presenta conceptos útiles para el uso de cuásares y sus espectros como ob- servables para estudios cosmológicos. La parte II comienza con el capítulo 4, Sobre el efecto del fondo ionizante en la función de autocorrelación del bosque Lyα . En este trabajo se presenta un marco analítico para comprender los efectos de una intensidad fluctuante del fondo ionizante cósmico sobre las correlaciones de la fracción de transmisión de Lyα bosque medido en espectros de cuasar. En ausencia de fluctuaciones de intensidad, y en el límite de grandes escalas en las que el régimen lineal es aplicable, el espectro de potencia Lyα debería tener el espectro de potencia de materia oscura fría esperada con distorsiones de desplazamiento al rojo en el régimen lineal, con un factor de sesgo bδ y un parámetro de distorsión de desplazamiento al rojo β que dependen del desplazamiento al rojo pero son independientes de la escala. Encontramos que las fluctuaciones de intensidad introducen una dependencia de escala tanto en bδ como en β, pero manteniendo su producto bδβ fijo. También mostraron que estas fluctuaciones no sesgo actual o futuras mediciones de la oscilación acústica barión (BAO) escala de Bosque Lyα . Sólo la amplitud de la autocorrelación Lyα se ve afectada, la posición del pico BAO no lo es. El capítulo 5 se titula Cuasar - CIV bosque correlación cruzada. De man- era similar, el bosque de Lyα se utiliza para probar las nubes de hidrógeno neutras, utilizamos las características de absorción del carbono ionizado triple (CIV) para (a) sondar el gas enriquecido en metal a cambio de rojo 1.4 < z < 4.2, (b) z < 2 que no eran accesibles con el bosque Lyα . Gracias a los datos proporcionados por la encuesta completa de BOSS, existe un aumento suficiente en la densidad del número de cuásar, en comparación con los conjuntos de datos anteriores disponibles, para contrarrestar la menor sensibilidad del bosque CIV. Como resultado, hemos hecho la primera detección usando el método de transmisión continua de una señal de la correlación cruzada del bosque Cuasar-CIV. Esta detección permite medir el factor de sesgo de transmisión CIV al desplazamiento al rojo z = 2.3: (1 + βCIV )bCIV = −0.024 ± 0.003.

Tesis (Doctor en Astronomía)--Universidad Nacional de Córdoba, Facultad de Matemática, Astronomía, Física y Computación, 2020.<br>En esta tesis doctoral se han adoptado como objeto de estudio los grupos compactos (CGs) de galaxias. Estos sistemas contienen unas pocas galaxias en una región muy pequeña y se consideran localmente aislados. A lo largo de esta tesis realizamos estudios estadísticos sobre CGs identificados principalmente en simulaciones numéricas y en catálogos observacionales. Estudiamos la influencia de la banda fotométrica en la identificación de estos sistemas usando un mismo identificador. Posteriormente mejoramos el algoritmo de identificación de CGs usando el criterio tipo Hickson. Además, estudiamos cómo la naturaleza y frecuencia de estos grupos dependen de la cosmología. Por último realizamos un estudio de la pureza y la completitud de muestras en el espacio de redshifts. El objetivo de este trabajo fue tratar de aportar nueva información sobre temáticas relacionadas con la identificación de los CGs.<br>In this doctoral thesis, we studied the compact groups of galaxies (CGs). These groups are isolated systems that contain a few galaxies in an area very small. We realised statistical studies about compact groups of galaxies which were identified in numerical simulations as well as in observational catalogues. We study the impact of the photometric band used in the identification of CGs using a unique algorithm. Subsequently, we improve the algorithm of identification of CGs using the Hickson criteria but with an optimisation to apply it in redshifts space. Besides, we realised a comparative study to understand how the frequency and three-dimensional nature of CGs depend on cosmological parameters. Finally, we analyse the purity and completeness of the catalogues of CGs identified in redshifts space. The objective of this work was to try to contribute new information on issues related to the identification of CGs.<br>publishedVersion<br>Fil: Taverna, María Antonela. Universidad Nacional de Córdoba. Facultad de Matemática, Astronomía, Física y Computación; Argentina.

Tesis (Doctor en Astronomía)--Universidad Nacional de Córdoba. Facultad de Matemática, Astronomía y Física, 2009.<br>En este trabajo de tesis se llevó a cabo un estudio estadístico completo acerca de las regiones subdensas (vacíos) en el Universo. Para tal fin se analizaron las características espaciales y dinámicas de regiones subdensas en simulaciones numéricas cosmológicas, pobladas con galaxias semianalíticas, y catálogos observacionales de galaxias. Se examinaron las propiedades de las galaxias en paredes de vacíos en catálogos de galaxias (SDSS y 2dFGRS). Los resultados sugieren una dependencia con el medio a gran escala, posiblemente vinculada al material que se acumula en las paredes de las regiones subdensas como consecuencia de la expansión. Se analizó el patrón de distorsiones en el espacio de redshift de la función de correlación cruzada entre vacíos y galaxias, obteniéndose estimas de la velocidad de expansión de las regiones vacías.<br>por María Laura Ceccarelli.