[ca] La cosmologia moderna està experimentant una ràpida transformació, impulsada per dades sense precedents de les cartografies d'estructures a gran escala de galàxies i les observacions del fons còsmic de microones (CMB). Ara més que mai, és crucial analitzar col·lectivament múltiples conjunts de dades per obtenir una comprensió més profunda i aprofitar plenament la riquesa d'informació disponible. En conse- qüència, la correlació creuada de les estructures a gran escala (LSS) de l'univers amb el CMB s'està convertint en un camp cada vegada més vital i en ràpida evolució. Les estructures observables més grans de l'univers, conegudes com a buits còsmics, són regions extenses caracteritzades per una falta de galàxies. Aquests buits còsmics influeixen en el CMB a través del fenomen de lent gravitacional, causant una impressió negativa en la convergència del CMB (𝜅). Aquest efecte proporciona una visió de la distribució de la matèria dins dels buits i també pot ser utilitzat per estudiar el creixement de l'estructura. A més, els buits també són les regions on podem observar l'efecte Sachs-Wolfe integrat (ISW) com a temperatura del CMB més freda del normal en les posicions dels buits. Aquest efecte és una sonda directa de l'acceleració de l'Univers. Motivats per les discussions en curs sobre la força de l'efecte ISW causat pels buits i la possible connexió d'un gran buit amb el Cold Spot del CMB, aquesta tesi amplia aquests estudis per incloure les empremtes de lent del CMB dels buits. Com el model estàndard de cosmologia, el model de Matèria Fosca Freda Lambda (ΛCDM), s'ajusta a una gran quantitat d'observacions cosmologiques difer- ents amb una eficiència increïble, la nostra principal motivació és testejar aquest model utilitzant superestructures en el LSS i el CMB amb l'ajuda de simulacions de molts cossos. Comencem utilitzant dades del primer any de DES, emprant dos algoritmes de cerca de buits distints: 2D i VIDE, juntament amb un mètode d'ajustament de plantilles. Això implica filtrar gaussianament el CMB i reescalar retalls del CMB centrats en posicions de buits. A més, també correlacionem creuadament els buits amb els mapes de masses produïts pel conjunt de dades dels 3 primer anys de DES per mostrar la consistència dels mapes de masses produïts. Després mesurem aquesta empremta de lent correlacionant creuadament el mapa de convergència de lent del CMB de Planck (𝜅) amb buits identificats en el conjunt de dades DES Y3, cobrint aproximadament 4.200 graus quadrats del cel. Utilitzem de nou dos algoritmes de cerca de buits distints: un cercador de buits 2D que opera sobre el camp de densitat de galàxies projectat en closques de redshift fines, i un nou codi, Voxel, que opera sobre el mapa complet en 3D de posicions de galàxies. Emprem un mètode de filtratge òptim per a la correlació creuada, utilitzant la simulació molts cossos MICE tant per establir la plantilla per al filtre com per calibrar les significances de detecció. Utilitzant la mostra de galàxies roges lluminoses fotomètriques a DES Y3, mesurem 𝐴𝜅, l'amplitud del senyal de lent observat en relació amb la plantilla de simulació, obtenint 𝐴𝜅 = 1.03 ± 0.22 (significància de 4.6𝜎) per Voxel i 𝐴𝜅 = 1.02 ± 0.17 (significància de 5.9𝜎) per buits 2D, ambdós consistents amb les expectatives de ΛCDM. A més, invertim el procés de cerca de buits 2D per identificar supercúmuls en el camp de densitat projectat, per als quals mesurem 𝐴𝜅 = 0.87±0.15 (significància de 5.9𝜎). Llavors mostrem que la principal font de soroll en les nostres mesures és el soroll de Planck, la qual cosa implica que futures dades del Telescopi de Cosmologia d'Atacama (ACT), el Telescopi del Pol Sud (SPT) i el CMB-S4 augmentaran la sensibilitat i permetran mesures més precises.

[es] La cosmología moderna está experimentando una rápida transformación, impulsada por datos sin precedentes provenientes de encuestas de estructura a gran escala de galaxias y observaciones del fondo cósmico de microondas (CMB). Ahora más que nunca, es crucial analizar colectivamente múltiples conjuntos de datos para obtener una comprensión más profunda y aprovechar al máximo la abundancia de información disponible. En consecuencia, la correlación cruzada de las estructuras a gran escala (LSS) del universo con el CMB se está convirtiendo en un campo cada vez más vital y de rápido avance. Las estructuras más grandes observables en el universo, conocidas como vacíos cósmicos, son regiones expansivas caracterizadas por una relativa escasez de galaxias. Estos vacíos cósmicos influyen en el CMB a través del enllazamiento gravitacional, causando una huella negativa en la convergencia del CMB (𝜅). Este efecto proporciona información sobre la distribución de la materia dentro de los vacíos y también puede utilizarse para estudiar el crecimiento de la estructura. Además, los vacíos son también las regiones donde podemos observar anisotropías secundarias del CMB causadas por el efecto Sachs-Wolfe Integrado (ISW) como temperaturas del CMB más frías de lo habitual en las posiciones de los vacíos. Este efecto es una sonda directa de la aceleración del Universo. Motivada por las discusiones en curso sobre la intensidad del efecto ISW causado por los vacíos y la posible conexión de un gran vacío con la Mancha Fría del CMB, esta tesis amplía estos estudios para incluir las huellas de enllazamiento del CMB de los vacíos. Dado que el modelo estándar de cosmología, ΛCDM (Materia Fría Oscura Λ), se ajusta a una gran cantidad de diferentes observaciones cosmológicas con una eficiencia increíble, nuestra principal motivación es probar este modelo utilizando superestructuras en la LSS y el CMB con la ayuda de simulaciones N-body. Comenzamos utilizando los datos del Año-1 de DES, empleando dos algoritmos distintos de detección de vacíos—2D y VIDE—junto con un método de ajuste de plantillas que incluye el filtrado gaussiano del mapa de convergencia de enllazamiento del CMB (𝜅) y la apilación de parches del CMB en los centros de los vacíos.Además, también correlacionamos cruzadamente los vacíos con los mapas de masa producidos por el conjunto de datos del Año-3 de Dark Energy Survey para mostrar la consistencia de los mapas de masa producidos. Luego medimos esta huella de enllazamiento correlacionando cruzadamente el mapa de CMB de Planck (𝜅) con vacíos identificados en el conjunto de datos del Año-3 de DES, que cubre aproximadamente 4,200 deg2 del cielo. Nuevamente, utilizamos dos algoritmos distintos de detección de vacíos: un detector de vacíos 2D que opera sobre el campo de densidad de galaxias proyectado en delgadas capas de desplazamiento al rojo, y un nuevo código, Voxel, que opera sobre el mapa 3D completo de las posiciones de las galaxias. Empleamos un método de filtrado óptimo emparejado para la correlación cruzada, utilizando la simulación N-body MICE tanto para establecer la plantilla para el filtro emparejado como para calibrar las significancias de detección. Usando la muestra fotométrica de galaxias rojas luminosas del Año-3 de DES, medimos 𝐴𝜅, la amplitud de la señal de enllazamiento observada en relación con la plantilla de la simulación, obteniendo 𝐴𝜅 = 1.03 ± 0.22 (significancia de 4.6𝜎) para Voxel y 𝐴𝜅 = 1.02 ± 0.17 (significancia de 5.9𝜎) para vacíos 2D, ambos consistentes con las expectativas de ΛCDM. Adicionalmente, invertimos el proceso de detección de vacíos 2D para identificar supercúmulos en el campo de densidad proyectada, para los cuales medimos 𝐴𝜅 = 0.87 ± 0.15 (significancia de 5.9𝜎).