Cuando observamos una galaxia en el cielo, no podemos inferir inmediatamente la distancia a la que se encuentra de nosotros: puede que sea una galaxia muy luminosa pero muy lejana, o una galaxia pequeña, poco luminosa, pero cercana. Sin embargo, midiendo el desplazamiento al rojo podemos clasificar las galaxias por su distancia, y convertir nuestra imagen plana del cielo en un mapa tridimensional.
El desplazamiento al rojo describe como nuestras observaciones de la luz proveniente de galaxias mas distantes se desplaza hacia el rojo. Similar a las ondas de sonido, como cuando el ruido de un tren alejándose de nosotros se desplaza hacia frecuencias mas bajas.
Desde la década de 1970 se han realizado sondeos de galaxias a partir de mediciones de sus desplazamientos al rojo (“redshift surveys”), convirtiéndose en una herramienta muy poderosa para entender el contenido del Universo y las leyes que lo rigen. Lo que inició con una muestra de apenas unas pocas miles de galaxias continuó desarrollándose con muestras cada vez más grandes hacia finales de los 70’s y 80’s gracias al trabajo realizado en el Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Estos sondeos acumularon cientos de miles de millones de galaxias, con experimentos como el Two-Degree Field Redshift Survey y el Sloan Digital Sky Survey. Actualmente, con DESI, dichos sondeos están alcanzando nuevos límites.
Durante los 5 años de misión previstos, DESI obtendrá el espectro de aproximadamente 30 millones de galaxias, cubriendo una tercera parte del cielo, y mapeando un gran volumen del espacio que abarca alrededor de 11 mil millones de años hacia el pasado.
Estos mapas del Universo revelan un patrón maravilloso en la distribución de galaxias, mostrando grandes aglomeraciones de ellas en escalas de unos pocos millones de años luz, y pequeñas inhomogeneidades en escalas aún más grandes. Ahora sabemos que dichos patrones se originan en el Universo temprano, probablemente durante la primera fracción de segundo después de la gran explosión. Estas aglomeraciones crecen continuamente debido a la acción de la gravedad: en las zonas de mayor sobredensidad habrá una mayor atracción gravitacional que poco a poco sobrepasará la expansión cósmica, produciendo acumulaciones de materia que forman galaxias pero también acumulaciones más grandes que podemos detectar en los mapas.
La estructura a gran escala en el Universo es muy útil para la investigación en cosmología, ya que provee de una visión prácticamente inalterada de las sobredensidades existentes desde mucho tiempo antes, y proveen de una forma simple de medir los efectos de la gravedad en escalas de cientos de millones de años luz. Medir dichos efectos son la principal motivación de DESI.
Usar mapas de la distribución de galaxias involucra el desarrollo de técnicas de análisis estadístico para medir cuánto difiere dicha distribución de una muestra de puntos aleatoria. Es posible hacer predicciones detalladas de estas propiedades estadísticas a partir de nuestros modelos cosmológicos. Sin embargo, nuestros mapas no son perfectos; los instrumentos, la atmósfera, e incluso la estructura entorno a nuestra Vía Láctea crean otras fuentes de perturbaciones aparentes. Eliminar estas imperfecciones, construir pruebas estadísticas, y estimar de forma precisa los errores en las mediciones requiere de un trabajo cuidadoso, en particular para la magnitud del sondeo a realizar con DESI. Actualmente la colaboración está construyendo toda la utilería necesaria, basados en décadas de desarrollo progresivo en el campo de la estructura a gran escala, y la experiencia en la ejecución de sondeos de galaxias.