Proponemos realizar un estudio comprensivo de las propiedades ópticas en el sistema de reposo de 1000 galaxias entre 2 < z < 3, que incluya: morfología, estructura, cinemática, contenido en polvo, tasa de formación estelar (SFR), metalicidad, funciones de masa y luminosidad, agrupación en cúmulos y estructura a gran escala. Las preguntas fundamentales que estamos intentando responder son:

• ¿Cuál es la naturaleza de la población de galaxias a z > 2? ¿Cuáles son las contrapartidas locales?
  
  A z~2 el rango 1-2.5 micras se traduce en el sistema de reposo a ~3500-8000Å, la región del espectro que ha sido estudiada principalmente en las galaxias cercanas. COSMOS afrontará estas preguntas comparando directamente las propiedades de las galaxias a alto desplazamiento al rojo con las de la población cercana en el mismo espacio de parámetros, incluyendo los radios a media luz (Re), los brillos superficiales (SBe), los cocientes de líneas de emisión (ej., [OII]3727/[OIII]5007, [OIII]5007/Hb, [NII]6584/Ha), las tasas de formación estelar (a partir tanto de la emisión de Ha como de [OII]3727), metalicidades (de varios índices de fuerza de línea), contenido de polvo (usando los decrementos de Balmer), y la cinemática interna (de las anchuras de Ha). Este procedimiento evita las incertidumbres en las calibraciones y los sesgos que afectan a otros estudios similares de galaxias a alto desplazamiento al rojo en el sistema de reposo UV. Se ha realizado con éxito una aproximación similar sin ambigüedad de las contrapartidas locales de las galaxias compactas con líneas de emisión a z~1. Por ejemplo, las Figuras 1 y 2 muestran los diagramas para una muestra de galaxias a z=1 (Phillips et al. 1997; Guzmán et al. 1997). Estos dos diagramas dan una descripción completa de las propiedades globales de la estructura de las galaxias. Las altas luminosidades en el azul y los brillos superficiales de esta muestra de objetos a z=1, junto con los pequeños tamaños y las anchuras de velocidades, son consistentes con su poca masa (log M < 10), y con ser sistemas de formación estelar extrema similares a las galaxias HII cercanas. Esto también lo corroboran las Figuras 3 y 4, que muestran que las galaxias HII y éstas tienen los mismos cocientes de líneas de emisión y tasas de formación estelar específicas. Otro diagrama de diagnóstico importante es la relación luminosidad-anchura de línea (Tully-Fisher para espirales, Faber-Jackson o 'plano fundamental' para elípticas, y para galaxias HII). La Figura 5 muestra la relación para la misma muestra de galaxias a z=1, confirmando la similitud entre las galaxias a alto desplazamieto al rojo y las galaxias HII cercanas (Guzmán et al. 1997). Nótese que el nuevo aspecto clave común a estos estudios a alto desplazamiento al rojo, incluido COSMOS, es medir los movimientos internos de las galaxias, que no están afectados por la evolución de la luminosidad de la población estelar.
  
  

  Figura 1: SBe frente a M_B. Significado de los símbolos: cruces: galaxias HII cercanas; las líneas de puntos indican el lugar ocupado por diversos otros tipos de galaxias locales; la flecha (F) representa la dirección del "fading" o debilitamiento.

  
  

  Figura 2: Re frente sigma-anchura de velocidades. Los símbolos igual que antes; los guiones representan las líneas de masa constante; la flecha representa los efectos de disipación (D), fusiones ("mergers", M), "stripping" (S) y "winds" (W) en Re y sigma. Valores adoptados: H=50 km/s/Mpc y q=0.05.
  
  

• ¿Cómo han evolucionado las galaxias a z > 2? ¿Son los progenitores de los actuales sistemas estelares quiescentes?
  
  Las galaxias que se están observando a z > 2 corresponden al momento en el que el universo tenía un 20% de su edad actual. Muchas serán realmente galaxias 'primigenias', esto es, galaxias que muy probablemente están experimentando su primer episodio de formación estelar. Una vez que sus contrapartidas se hayan identificado tanto a bajos desplazamientos al rojo como en la presente época, COSMOS será capaz de evaluar la evolución de las galaxias desde el universo antiguo hasta el presente, como una película paso a paso de la evolución de las galaxias. Esta secuencia podrá definir 'trazas evolutivas' en los diversos diagramas de diagnóstico mencionados arriba, que pueden ser comparados para modelar predicciones de la formación y evolución de galaxias, incluyendo procesos físicos como: debilitamiento (fading) de la población estelar, vientos galácticos debidos a supernovas, fusiones (mergers), rupturas por efectos de marea o "harassment" (ver Figuras 3a y 3b). Este procedimiento ha sido utilizado para identificar por primera vez una clase de galaxias con formación estelar extrema como progenitores de la población actual de galaxias elípticas enanas (Koo et al. 1995; Guzmán et al. 1996).
  
  

  Figura 3: M_B frente [OIII]/Hb. Galaxias locales (Gallego et al. 1997): DANS=Brotes de formación estelar nucleares amorfos enanos; SBN=Núcleos de formación estelar; Sy2=Galaxias Seyfert 2; HII=Galaxias HII. Los guiones representan la localización aproximada de las galaxias espirales.

  
  

  Figura 4: Masa frente a SFR/M. Los símbolos son como antes (de Guzmán, Gallego et al. 1997) .
  
  

• ¿Cuál es la evolución real de la historia de la formación estelar del universo hacia atrás en el tiempo?
  
  Es ahora ampliamente aceptado que la densidad de la tasa de formación estelar (SFR) del universo tuvo un máximo en z~1 y desde entonces, descendió al valor local (Madau et al. 1996; Figura 5). Sin embargo, la interpretación de esta figura debería ser tomada con precaución, dadas las probables diferencias en las calibraciones de los diversos trazadores de SFR usados, incompletitud de los conjuntos de datos, e incertidumbres en las correcciones por polvo. De hecho, nuevas estimaciones de la densidad de SFR a altos desplazamientos al rojo difieren en más de un factor entre diferentes investigaciones. La mayor parte de problemas que rodean estas estimaciones puede ser evitada midiendo la SFR usando la emisión Ha, el mejor trazador de la SFR. Éste es el método adoptado por Gallego et al. (1995) para estimar el valor local de la densidad de SFR global, y que será usado por el proyecto COHSI (Aragón-Salamanca et al.\ 1998) para derivar el valor a 1 < z < 2. COSMOS será el primer estudio importante en medir la emisión Ha entre 2 < z < 3 y, combinado con estudios similares a bajo desplazamiento al rojo, definir una imagen homogénea e inambigua de la historia de la formación estelar del universo hasta el presente. Además, puesto que [OII]3727 es también una medida justa de la tasa de formación estelar, COSMOS podrá aportar una medida bien calibrada de la tasa de formación estelar global por medio de observaciones de la emisión de [OII]3727 por debajo de las 2.5 micras.
  

  Figura 5: Evolución de la densidad de SFR global del universo con el desplazamiento al rojo (Glazebrook et al 1998).
  
  

• ¿Cuál es la época más temprana para la formación de galaxias?
  
  La búsqueda para observar el nacimiento y la formación de las galaxias normales como la nuestra ha mostrado ser muy esquiva... hasta ahora. La llegada de los telescopios de la clase de 10m combinada con nueva y poderosa instrumentación ha producido en sólo dos años más de 600 candidatos a alto desplazamiento al rojo de los cuales hay galaxias confirmadas espectroscópicamente a 2 < z < 4 (Steidel et al. 1996; Lowenthal et al. 1997; Steidel et al. 1998). El récord de galaxias con el desplazamiento al rojo más alto lo tiene un descubrimiento muy reciente de un objeto a z=5.34 por Spinrad et al. (1998). Obviamente esto es el comienzo de una nueva era para descubrir las galaxias primigenias del universo temprano. Los nuevos espectrógrafos en IR cercano planeados para la clase de telescopios de 10m permitirán búsquedas sistemáticas dichas galaxias a z < 3.5, buscando las galaxias con la línea de emisión [OII]3727 y Ca H+K y la discontinuidad 4000Å de los objetos con líneas de absorción en el rango entre 0.9 y 1.8 micras. COSMOS podrá extender esta búsqueda - y a desplazamientos al rojo mucho más altos mediante observaciones de Lya extendiendo el rango de longitud de onda hasta 2.5 micras.
  
  
• ¿Cuándo se agruparon las galaxias en estructuras a gran escala y cómo han evolucionado dichas estructuras?
  
  En los últimos años ha habido un progreso espectacular en el estudio de la estructura a gran escala del universo, que ahora está bien limitado a altos desplazamientos al rojo por las medidas del fondo de microondas, y a bajos por los estudios de desplazamiento al rojo y las medidas de los movimientos peculiares. La información clave que falta es la media de la estructura a gran escala en 1 < z < 6. Estas medidas son vitales para resolver la degeneración entre los modelos cosmológicos actuales y para limitar directamente la densidad media, edad y sesgo del universo. Estudios recientes muy preliminares de cúmulos a z~1 sugieren que parece que hay una cantidad significativa de estructura a gran escala a alto desplazamiento al rojo, y que puede variar fuertemente con el tipo de galaxias, indicando un sesgo que podría ser importante (ej. Neuschafer & Windhorst 1995; Cole et al. 1994; Wolfe 1993). Estos estudios se basan en observaciones directas de galaxias mediante la emisión de [OII]3727, o, indirectamente, a través de las medidas de las líneas de absorción de QSO. Los nuevos estudios de desplazamiento al rojo principales podrán dibujar la estructura a gran escala hasta z~3.5 mediante observaciones de la línea de emisión [OII]3727 por debajo de las 1.8 micras. COSMOS será el único estudio capaz de extender estos estudios hasta z~6.