CASI SCIENTIFICI DI COSMOLOGIA

Sebbene si affermi spesso che siamo entrati in un’era di “cosmologia di precisione”, la comunità astrofisica si trova di fronte a diversi enigmi fondamentali. Cosa causa l’accelerazione cosmica? Dobbiamo resuscitare la “costante cosmologica” con una densità di energia che non può essere fisicamente compresa? Il suo valore evolve con il tempo cosmico? Oppure l’energia oscura è semplicemente un’illusione causata da una teoria della gravità errata su larga scala? Inoltre, sebbene il modello standard della materia oscura fredda possa riprodurre con successo la crescita osservata della struttura su larga scala dall’epoca della ricombinazione fino ai giorni nostri, rimangono anomalie su piccola scala
che sollevano ulteriori domande.

La natura dell’energia oscura e della gravità nell’Universo primordiale.

Comprendere la natura dell’Universo oscuro e della sua espansione accelerata è una delle questioni chiave nella fisica fondamentale e nella cosmologia. La struttura su larga scala (LSS) dell’Universo fornisce strumenti potenti per affrontare questa domanda perché codifica informazioni che possono rivelare se questa accelerazione sia dovuta a una forma sconosciuta di energia o richieda una modifica della Relatività Generale su larga scala. Le misurazioni del clustering galattico vincolano la natura dell’energia oscura tramite la scala delle oscillazioni acustiche barioniche (BAO, onde di pressione impresse nell’universo primordiale) e la gravità tramite il tasso di crescita delle strutture (ottenuto dalle distorsioni nello spazio dei redshift indotte dalle velocità peculiari delle galassie)

Mentre l’attuale generazione di survey di redshift che sfruttano telescopi con aperture fino a 4 metri (ad es. DESI, Euclid, 4MOST) sta esplorando l’universo fino a redshift z=2, un survey cosmologico WST su un’area di 18.000 deg² sarà in grado di vincolare la scala delle BAO e il tasso di crescita delle strutture con una precisione senza precedenti a redshift inaccessibili alle strutture attuali (2 < z < 5.5). Selezionando galassie target attraverso diverse tecniche (ad es. galassie Lyman-break, LBG), WST sarà in grado di esplorare questi alti redshift, quando (al contrario di oggi) l’Universo è dominato dalla materia, l’espansione è in fase di decelerazione e le strutture crescono con grande efficienza. Un survey così ambizioso ci permetterà di effettuare misurazioni del clustering galattico con precisione sub-percentuale e di conseguenza vincolare i costituenti e le forze cosmologiche fondamentali nell’Universo primordiale con una sensibilità senza precedenti

WST (curve rosse) permetterà di vincolare i modelli di energia oscura a un livello di precisione irraggiungibile dalle strutture attuali o imminenti (DESI, DESI-II) e aprirà uno spazio dei parametri completamente inesplorato a z>4. Crediti immagine: William Doumerg (IFAE).

Il modello cosmologico determinerà infine anche le proprietà delle strutture più massicce dell’Universo: gli ammassi di galassie. Gli ammassi di galassie offrono un laboratorio privilegiato che fa da ponte tra la cosmologia e la formazione delle galassie. Essendo le strutture virializzate più recenti che si formano attorno ai nodi più densi della rete cosmica, conservano una memoria del campo di densità primordiale mentre ospitano galassie nelle fasi evolutive più avanzate. WST sarà in grado di studiare un campione statistico senza precedenti di circa 7000 ammassi a redshift 0.1

Uno schema della visione completa del WST utilizzando MOS e IFU dei grandi ammassi nell'Universo - misura della loro massa (utilizzando lensing, raggi X e dinamica), come crescono nel tempo e come si collegano ai filamenti e alle strutture su larga scala. Credito immagine: Johan Richard (CRAL).