Quando olhamos para uma galáxia no céu, não podemos inferir imediatamente a sua distância até nós: ela pode ser uma galáxia grande, luminosa mas distante ou uma galáxia pequena porém próxima. Entretanto, medindo redshifts, podemos classificar as galáxias por suas distâncias e transformar a nossa imagem plana do céu em um mapa 3D.
O redshift descreve como a luz vinda de galáxias mais distantes é deslocada para frequências mais avermelhadas quando nós a observamos. Da mesma forma como nas ondas sonoras, o som de um trem se afastando é deslocado para frequências menores.
Desde a década de 1970, levantamentos de galáxias por meio de redshifts se tornaram uma ferramenta poderosa para mapear o conteúdo e as leis do Universo. O que começou com apenas alguns milhares de galáxias, desenvolveu-se com amostras maiores no final dos anos 1970 e 1980, se expandindo a levantamentos de centenas de milhares a milhões de galáxias nos últimos 20 anos—de forma notável, com os experimentos Two-Degree Field Redshift Survey e o Sloan Digital Sky Survey—e agora alcançando uma proporção inédita.
Ao longo de sua missão de 5 anos, o DESI coletará os espectros de cerca de 30 milhões de galáxias distribuídas pela área de um terço do céu noturno, mapeando um enorme volume de espaço que se estende até 11 bilhões de anos no passado.
Esses mapas revelam um padrão fantástico nas posições das galáxias, com fortes aglomerações em escalas de alguns milhões de anos-luz (chamadas de pequenas-escalas) e sutís mas detectáveis flutuações em escalas de centenas de milhões de anos-luz (ditas grandes-escalas). Sabemos hoje que esses padrões tiveram origem no começo do Universo, provavelmente na primeira fração de segundo após o Big Bang. Eles passaram a crescer devido à ação da gravidade: regiões mais densas sofreram mais atração gravitacional que aos poucos superam a expansão cósmica, levando a regiões de densidades ainda maiores. A partir das minúsculas flutuações iniciais, a gravidade fez com que essas pequenas estruturas crescessem em amplitude, produzindo acúmulos de matéria que formaram galáxias, e também aglomerações ainda maiores, observáveis em levantamentos astronômicos.
As estruturas em grandes escalas são especialmente interessantes para investigações cosmológicas, pois apresentam uma visão relativamente inalterada de como as perturbações eram há muito tempo e fornecem uma maneira simples de medir os efeitos da gravidade em escalas de centenas de milhões de anos-luz. Medir tais efeitos estão entre as principais motivações do DESI.
O uso de mapas de estruturas em grandes escalas envolve o desenvolvimento de análises estatísticas para medir como a distribuição espacial de galáxias difere de uma dispersão aleatória de pontos. As teorias cosmológicas fazem previsões detalhadas sobre tais propriedades.
No entanto, nenhum mapa é perfeito, pois os instrumentos, a atmosfera e até mesmo o ambiente da Via Láctea criam outras fontes aparentes de flutuações. Remover essas imperfeições, construir testes estatísticos e estimar incertezas nas medições requer muito cuidado, especialmente na escala do DESI. A colaboração científica vem juntando as ferramentas necessárias para isso, através de décadas de desenvolvimento permanente nos estudos de estruturas em grandes escalas e na realização de levantamentos de redshifts de galáxias.
