Investigación

Intereses de Investigación:

Mi interés actual de investigación es el uso de lentes gravitacionales fuertes de fuentes de fondo para estudiar cúmulos de galaxias. Los cúmulos de galaxias son los objetos gravitacionales más grandes del universo. Se prestan como grandes laboratorios cósmicos para estudiar muchos fenómenos astronómicos, astrofísicos y cosmológicos. Los lentes gravitacionales fuertes se producen cuando la luz de una fuente de fondo atraviesa el potencial gravitacional creado por la masa de los cúmulos de galaxias. En esta situación la luz se desvía y se produce un efecto de ampliación del objeto de fondo, así como la formación de múltiples imágenes de la misma fuente que se observan en el campo visual.

La lista completa de publicaciones se puede encontrar en el siguiente enlace de ADS, que incluye las versiones de los artículos de arXiv (gratuitas) en PDF.

Hubble Frontier Fields

Publicación: An Evaluation of 10 Lensing Models of the Frontier Fields Cluster MACSJ0416.1-2403

Aceptado para publicación en The Astrophysical Journal (ApJ) desde Junio 25, 2018.

Mi primer proyecto exploró la eficacia de 10 modelos de lentes gravitacionales del Hubble Frontier Fields Cluster MACSJ0416.1-2403 (Telescopio Espacial Hubble, HST, imagen óptica a la derecha). El programa Hubble Frontier Fields (HFF; Lots et al., 2017) utilizo 6 cúmulos de galaxias masivos seleccionados por la evidencia de ser lentes gravitacionales fuertes con el objetivo de estudiar el universo de fondo (z ~ 5-10). Cada uno de los cúmulos de galaxias se observó con 140 órbitas de HST en siete bandas ópticas e infrarrojas diferentes.

El instituto Space Telescope Science Institute (STScI), contrató 7 equipos de modelaje independientes para calcular modelos de lentes para todos los cúmulos de galaxias. En 2015, la tercera versión de los modelos de lentes para MACSJ0416.1-2403 se puso a disposición del público y utilizó todos los datos disponibles en ese momento. Más tarde, en 2016, se utilizó el instrumento Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) en el Very Large Telescope (VLT), con el cual se midieron nuevos corrimientos al rojo (redshifts) para muchas de las imágenes múltiples, ademas de confirmar corrimientos al rojo determinados previamente y de actualizar un sistema de imágenes multiples.

Imagen óptica de MACSJ0416.1-2403 del Telescopio Espacial Hubble. Crédito de la imagen: Digitized Sky Survey (STScI/NASA) y Z. Levay (STScI)

Delta_Models_SPS.pdf

Comparamos la distribución de la dispersión del plano fuente rms de los sistemas que tenían mediciones espectroscópicas en el momento en que se calcularon los modelos de lentes, conjunto de entrenamiento, en comparación con la distribución de los arcos que recientemente se han medido corridos al rojo espectroscópicos. Las líneas de puntos representan líneas de pendiente constante de uno. Los modelos que rinden mejor se encontrarán hacia la esquina inferior izquierda con la dispersión rms más baja en el conjunto de entrenamiento, así como en el nuevo conjunto. Los símbolos representan los diferentes modelos de lentes y las barras de errores identifican del primer y tercer cuartil de las distribuciones. Crédito: Remolina González et al., 2018.

Con el grupo de investigación probamos la eficacia de los modelos de lentes utilizando la raíz cuadrática media (rms) del plano de origen entre las posiciones de las imágenes múltiples en el plano fuente como una métrica. Probamos los modelos utilizando nuevas restricciones espectroscópicas, no disponibles cuando se calcularon los modelos originales de los lentes.

Encontramos que los modelos de lentes en general son robustos y tienen un alto poder de predicción. La dispersión rms aumentó ligeramente con las nuevas imágenes, lo que se esperaba, ya que esa información no se usó al calcular los modelos originales de lentes. El corrimiento al rojo de uno de los sistemas de imágenes se actualizó y cambió de z = 2.1851 a z = 3.2355; en los casos como los cúmulos de galaxias del HFF donde hay cientos de restricciones, tener una falla catastrófica en el corrido al rojo no rompe el modelo (este, no es el caso cuando se usa un pequeño número de restricciones según la conclusión de Johnson & Sharon, 2016).

Exploramos la distribución espacial de la dispersión rms con respecto al plano del lente, y pudimos ver que hay modelos con regiones de dispersión rms alta en ubicaciones particulares del cúmulo de galaxias, identificando secciones donde los modelos de lentes tienen un menor rendimiento.

Por último, investigamos la version 4 de los modelos, la cual incorporó toda la información reciente de los modelos de lentes para MACSJ0416.1-2403 . Observamos una distribución similar entre los modelos con una baja dispersión en el plano de fuente, lo que demuestra el progreso en la calidad de los datos, una mejor caracterización de MACSJ0416.1-2403 y la comprensión de los errores sistemáticos del modelado de lentes.

El Radio de Einstein como un Estimado de Primer Orden de la Masa del Núcleo de los Cúmulos de Galaxias

Con la venida de algunos sondeos actuales y futuros, en los que se descubrirán miles de cúmulos de galaxias entre las cuales cientos tendrán características de lente fuertes, deberemos utilizar diferentes recursos para analizar la gran cantidad de datos. En el caso de estimar la masa en los núcleos de los cúmulos de galaxias, el mejor método es usar lentes gravitacionales fuertes que pueden proporcionarle un estimado de la masa proyectada total, la que incluye tanto la materia bariónica como la oscura. La primera y mas rápida aproximación que podemos usar es la de la masa encerrada por el Radio de Einstein, que asume simetría esférica del sistema y no requiere modelos de lentes. En nuestra investigación actual estamos estudiando las incertidumbres en la medición de la masa encerrada por el Radio de Einstein, así como la forma en que esta medida se compara con un modelo de lente muy básico.

Estamos utilizando la simulación de vanguardia llamada "Outer Rim", que es una simulación de gran volumen, alta resolución de masa, gravedad solamente, de N partículas que utiliza el código Hardware/Hybrid Accelerated Cosmology Code (HACC; Habib et al., 2016) llevado a cabo en el sistema Blue Gene / Q (BG / Q) Mira en el Laboratorio Nacional Argonne (ANL). Esta simulación es ideal para el análisis estadístico como ha sido demostrado por Child et al. (2018), donde investigan la relación concentración-masa para ambos grupos y cúmulos de galaxias.

Estamos interesados en comparar las simulaciones con las observaciones de los cúmulos de galaxias descubiertos por el South Pole Telescope (SPT) usando el efecto Sunyaev-Zel'dovich (SZ). El efecto SZ ocurre cuando los fotones del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) viajan a través del gas caliente en el medio intracúmulo de galaxias (ICM), interactúan con los electrones que se mueven rápidamente y obtienen energía que luego puede medirse en ondas submilimétricas al observar el CMB. La función de selección de los cúmulos de galaxias que provienen del SZ es casi independiente del corrimiento al rojo y solo depende de la masa. Imitamos esta función de selección para encontrar los cúmulo de galaxias en la simulación sobre masas de 10 ^ 14 Msun y luego, de esos cúmulos de galaxias, identificamos los lentes gravitacionales fuertes. Se crean imágenes de trazado de rayos de luz de fuentes de fondo realistas (Li et al., 2016) para que se usen en el análisis de lentes.

Imagen de acercamiento de la red cósmica de la simulación "Outer Rim" de gran volumen, alta resolución y N-partículas. Crédito: Habib et al., 2016.

PICS.pdf

Imagen óptica de un telescopio del Polo Sur a la izquierda y un cúmulo realista de galaxias de lentes de la simulación "Outer Rim" a la derecha. Crédito: Li et al., 2016 y L. Bleem.

Usando las imágenes trazadas por rayos de luz, podemos medir un Radio de Einstein desde el centro de la imagen a las imágenes de lentes múltiples. Luego calculamos la masa encerrada por el Radio de Einstein usando el corrido al rojo de las múltiples imágenes y el cúmulo de galaxias. Esta es la aproximación de primer orden de la masa proyectada en el núcleo del cúmulo de galaxias. A partir de las simulaciones, obtenemos perfiles de densidad de masa proyectados para todos los cúmulos de galaxias. Luego colocamos el mismo círculo exacto ubicado en el centro de la imagen y con el Radio de Einstein que habíamos medido previamente. Así podemos calcular la verdadera masa proyectada encerrada por el círculo desde la simulación. Luego los comparamos con las mediciones previas.

Utilizando el perfil de densidad de superficie podemos calcular la convergencia, deformación y magnificación del cúmulo de galaxias. A partir de esta información, podemos identificar las curvas críticas, que son líneas de un valor teórico de magnificación infinita. Queremos comparar esto con los valores de curva crítica de un modelo de lente muy simple que usa solo un halo grande de escala de materia oscura. A partir de las dos curvas críticas (de la simulación y del modelo) podemos crear un Anillo de Einstein efectivo que es un círculo de la misma área que el área encerrada por la curva crítica tangencial. Entonces podemos comparar las masas encerradas por los Radios de Einstein efectivos.

Esta es al investigación que estamos desarrollando en este momento. Estaremos publicando avances de la misma.

(Arriba) Ejemplo de la comparación entre la masa encerrada por el Radio de Einstein M(<θ_E), a la masa encerrada por el mismo círculo en la distribución de masa proyectada de las simulaciones, M_sim. M_sim es la suma de la densidad de masa proyectada dentro del círculo (<θ_E) multiplicada por la escala de píxeles cuadrados (dsx).(Derecha) Modelo de lente preliminar de una de las imágenes trazadas con rayos de luz donde las líneas punteadas y sólidas representan las curvas críticas del modelo y de las simulaciones, respectivamente. El rojo es tangencial, mientras que el amarillo son las curvas radiales críticas. Los círculos verdes son las restricciones identificadas y los magentas son predicciones del modelo.

Lens_Model.pdf

Otras Experiencias de Investigación:

Espectrómetro de transformación de Fourier (Departamento de Física de la Universidad de Michigan, Ann Arbor, MI, Verano de REU 2015): participé en el programa REU de verano en la Universidad de Michigan bajo la supervisión del Dr. Jeff McMahon. Mi proyecto para el verano fue diseñar y comenzar a construir un espectrómetro de transformación de Fourier para el sistema de caracterización de bolométros utilizados para el Atacama Cosmological Telescope (ACT). Desarrollé un código para usar en una máquina CNC para cortar espejos elípticos en ángulo con el objetivo de reducir las imperfecciones en los espejos. También exploré un enfoque diferente para construir filtros de polarización.

Interpretación de modelos de polvo circunestelar alrededor de estrellas gigantes asintóticas (Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Missouri, Columbia, MO, verano de REU 2014): participé en el programa REU de verano en la Universidad de Missouri bajo la supervisión de la Dra. Angela Speck. Trabajé con otro estudiante de pregrado para realizar mejoras en un código existente llamado ABSCAT desarrollado para calcular los coeficientes de absorción y dispersión utilizables para cualquier código de transferencia radiativa. ABSCAT permite una variedad de formas de polvo y especies de polvo que luego se usarían en DUSTY, un código de transferencia radiativa.

Efectos de Coherencia del Proyectil y Dinámica de Pocos Cuerpos (Departamento de Física en la Universidad de Ciencia y Tecnología de Missouri, Rolla, MO, 2012-2016): formé parte del Laboratorio de Investigación Atómica, Molecular y Óptica (LAMOR) bajo la dirección del Dr. Michael Schultz. El grupo estudia colisiones de átomos de iones para comprender mejor el problema de los pocos cuerpos, uno de los problemas fundamentales no resueltos en la física. Utilizando un experimento de colisión iónica quinemáticamente completo, puede medir toda la información permitida por la mecánica cuántica y utilizarla para estudiar las secciones transversales de dispersión y su efecto sobre las propiedades de coherencia de los átomos que colisionan.

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