Doutorado: Um estudo de aglomerados de galáxias via lentes gravitacionais: perfil de massa e cosmologia

Halos de matéria escura associados a aglomerados de galáxias são as maiores estruturas a alcançarem o equilíbrio dinâmico, desempenhando um papel central tanto na restrição de parâmetros cosmológicos quanto em estudos astrofísicos.

Do lado da astrofísica, simulações numéricas dentro do cenário $\Lambda$CDM mostram um perfil de densidade universal para os halos de matéria escura. Tal perfil pode ser descrito por dois parâmetros, onde um desses parâmetros se relaciona com a concentração dos halos, e o outro é a massa. Diferentes estudos observacionais e previsões numéricas para a relação entre a massa dos halos e sua concentração, bem como sua evolução com o \textit{redshift}, não mostram um acordo perfeito.

Dentro da cosmologia, a densidade numérica de aglomerados em função da massa e do \textit{redshift} é sensível aos parâmetros que afetam o crescimento e o espectro de potência das perturbações da densidade linear. Especificamente, a abundância de aglomerados é sensível à densidade da matéria $\Omega_m$ e à amplitude atual das flutuações da densidade, caracterizada por $\sigma_8$.

Esta tese se propôs a analisar dados de lentes fracas dentro do levantamento CODEX, uma amostra de aglomerados de galáxias detectados através de observações em raio-X e selecionados pela estimativa de riqueza. Com base nesses dados, medimos o perfil de densidade radial para uma sub-amostra combinada, inferindo a massa e o parâmetro de concentração médios dos aglomerados. Partindo das medidas de massa por lentes individuais e das estimativas de riqueza, determinamos a relação massa-observável para a amostra. A função de seleção do levantamento foi modelada em detalhes, o que, juntamente com a relações massa-observável, levou ao cálculo da abundância de aglomerados esperada em função do \textit{redshift} e da riqueza. Finalmente, por meio da contagem de aglomerados CODEX obtivemos vínculos sobre os parâmetros cosmológicos $\sigma_8$ e $\Omega_m$.