Обзор темной энергии - Dark Energy Survey

Обзор темной энергии

Логотип исследования темной энергии
Альтернативные названия	DES
Тип опроса	астрономическая съемка
Цель	темная энергия
Наблюдения	Межамериканская обсерватория Серро Тололо
Интернет сайт	www.darkenergysurvey.org
Связанные СМИ на Викискладе?
[редактировать в Викиданных ]

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение· Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок
Составные части· Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновая анизотропия Уилкинсона Зонд (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Guth Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволн фоновое излучение История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теория большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал

В Обзор темной энергии (DES) это видимый и почти-инфракрасный обзор, целью которого является исследование динамики расширения Вселенной и роста крупномасштабных структур.^[2] Сотрудничество состоит из исследовательских институтов и университетов из США,^[3] Австралия, Бразилия,^[4] Соединенное Королевство, Германия, Испания и Швейцария.

В опросе используется 4-метровый Виктор М. Бланко Телескоп расположен в Межамериканская обсерватория Серро Тололо (CTIO) в Чили, оснащенная Камера темной энергии (DECam).^[5] Эта камера позволяет получать более чувствительные изображения в красной части видимый спектр и в ближнем инфракрасном диапазоне по сравнению с предыдущими приборами.^[5]

DECam имеет одно из самых широких полей зрения (диаметр 2,2 градуса), доступное для наземной оптической и инфракрасной визуализации.^[5] В ходе обзора было получено 5 000 квадратных градусов южного неба на отпечатке, который перекрывает Телескоп Южного полюса и Полоса 82 (по большей части избегая Млечного Пути). Для завершения исследования потребовалось 758 ночей наблюдений за шесть лет, охватывая зону наблюдения десять раз из пяти. фотометрические полосы (грамм, г, я, г, и Y). DES официально начал свою работу в августе 2013 г. и завершил свою последнюю сессию наблюдений 9 января 2019 г.

Обзор

Обзор темной энергии исследует динамику и крупномасштабную структуру Вселенная используя четыре зонда: Сверхновые типа Ia, барионные акустические колебания (БАО), количество скопления галактик, и слабое гравитационное линзирование.

Сверхновые типа Ia считаются термоядерными взрывами, которые происходят, когда белый Гном звезды в двойных системах увеличивают массу от своих звезд-компаньонов.^[6] Эти события важны для изучения космология потому что они очень яркие, что позволяет астрономам обнаруживать их на очень большом расстоянии. В расширение вселенной могут быть ограничены на основе наблюдений за расстояние яркости и красное смещение далекой сверхновой типа IA. Остальные три техники (BAO, скопления галактик, и слабое линзирование ), используемые в Обзоре темной энергии, позволяют ученым одновременно понять расширение Вселенной и эволюцию темная материя плотность поле возмущения. Эти возмущения неразрывно связаны с образованием галактики и скопления галактик. Стандартная модель космологии предполагает, что квантовые флуктуации поля плотности различных компонентов, которые присутствовали, когда наша Вселенная была очень молодой, были усилены за счет очень быстрого расширения, называемого инфляция. Гравитационный коллапс усиливает эти начальные колебания, поскольку барионы попадают в поле гравитационного потенциала более плотных областей космоса, образуя галактики. Тем не менее, темпы роста этих ореолы темной материи чувствителен к динамике расширения Вселенной, и DES будет использовать эту связь, чтобы исследовать свойства этого расширения.

DECam, новая камера, установленная на телескопе Виктора М. Бланко коллаборацией DES, предоставляет новые возможности наблюдений, которые не были доступны для предыдущих обзоров, такие как Sloan Digital Sky Survey. Одно существенное отличие от предыдущих CCD на телескопе Виктора М. Бланко и DECam - улучшенный квантовая эффективность в красной части видимого спектра и в ближней инфракрасной области.^[7][8] Это очень важное свойство для наблюдения очень далеких источников, таких как сверхновые типа IA или скопления галактик, поскольку расширение Вселенной сдвигает фотоны, испускаемые данным источником, в сторону более красных длин волн. С другой стороны, Кремний, который является основным элементом, используемым для изготовления ПЗС-матриц, становится прозрачным для инфракрасного света, и эта проблема сделала разработку ПЗС DECam технологической проблемой.^[7][8]

Директором DES является Джош Фриман и сотрудничество состоит из многих исследовательских институтов и университетов.^[9] Само сотрудничество DES разделено на несколько научных рабочих групп. Некоторые из основных рабочих групп: рабочая группа по слабому линзированию, рабочая группа по скоплениям галактик, рабочая группа по крупномасштабным структурам, рабочая группа по сверхновым, рабочая группа по эволюции галактик и рабочая группа по сильному линзированию. Другие научные темы включают моделирование, калибровку, фотометрические красные смещения, квазары и науку о Млечном Пути. Большая ответственность за сотрудничество с DES заключалась в механической, электронной и оптической разработке DECam. У коллаборации есть сайт,^[10] где ученый может опубликовать новые результаты, презентации и статьи. Некоторые выпуски на этом веб-сайте открыты для широкой публики.

DECam

DECam, сокращение от Камера темной энергии, представляет собой большую камеру, созданную для замены предыдущей камеры с основной фокусировкой на телескопе Виктора М. Бланко. Камера состоит из трех основных компонентов: механики, оптики и ПЗС-матрицы.

Механика

Механика камеры состоит из устройства смены фильтров на 8 фильтров и шторки. Также имеется оптический тубус, на который помещается 5 линз-корректоров, самая большая из которых имеет диаметр 98 см. Эти компоненты прикреплены к фокальной плоскости ПЗС, которая охлаждается до −100 ° C с жидкий азот для уменьшения теплового шума в ПЗС-матрицах. Фокальная плоскость также находится в чрезвычайно низком вакууме 10⁻⁶ Торр чтобы предотвратить образование конденсата на датчиках. Вся камера с линзами, фильтрами и ПЗС-матрицей весит примерно 4 тонны. При установке в главном фокусе он будет поддерживаться гексапод система, позволяющая регулировать фокусировку в реальном времени.

Оптика

Камера оснащена фильтрами u, g, r, i, z и Y^[11] аналогично тем, которые используются в Слоан цифровой обзор неба (SDSS). Это позволяет DES получить фотометрическое красное смещение измерения до z≈1, используя излом 400 нм для галактик, ступенчатый спектральная характеристика это происходит из-за ряда линий поглощения ионизированных металлов и методов подбора кривой блеска для сверхновой типа Ia. DECam также содержит пять линз, которые действуют как корректирующая оптика, увеличивая поле зрения телескопа до диаметра 2,2 °.

ПЗС-матрицы

Имитационное изображение ПЗС-матрицы DECam в фокальной плоскости. Каждый большой прямоугольник представляет собой одну ПЗС-матрицу. Зеленый прямоугольник, обведенный красным в верхнем левом углу, показывает размер Ай фон 4 ПЗС камеры в том же масштабе.

Матрица научных датчиков на DECam представляет собой массив 62 2048 × 4096 пикселей. с задней подсветкой ПЗС-матрицы на 520 мегапикселей; дополнительные 12 ПЗС-матриц 2048 × 2048 пикселей (50 Mpx) используются для управления телескопом, контроля фокуса и юстировки. Полная фокальная плоскость DECam содержит 570 мегапикселей. ПЗС-матрицы для DECam используют кремний с высоким сопротивлением производства Дальса и LBNL с пикселями 15 × 15 микрон. Для сравнения: OmniVision Technologies ПЗС-матрица с задней подсветкой, которая использовалась в Ай фон 4 имеет пиксель 1,75 × 1,75 микрон с разрешением 5 мегапикселей. Более крупные пиксели позволяют DECam собирать больше света на пиксель, улучшая чувствительность при слабом освещении, что желательно для астрономического инструмента. ПЗС-матрицы DECam также имеют глубину кристалла 250 микрон; это значительно больше, чем у большинства потребительских ПЗС. Дополнительная глубина кристалла увеличивает длину пути, пройденного входящими фотонами. Это, в свою очередь, увеличивает вероятность взаимодействие и позволяет ПЗС-матрицам иметь повышенную чувствительность к фотонам с более низкой энергией, расширяя диапазон длин волн до 1050 нм. С научной точки зрения это важно, потому что позволяет искать объекты с более высоким красным смещением, увеличивая статистическую мощность в упомянутых выше исследованиях. При размещении в фокальной плоскости телескопа каждый пиксель на небе имеет ширину 0,263 дюйма, в результате чего общее поле зрения составляет 3 квадратных градуса.

Опрос

Коллаборация DES планирует завершить съемку южного неба на площади 5000 квадратных градусов в течение 5 лет. Планируется выход на глубину 24-го. величина в я группа по всей площади. Район съемки был выбран таким образом, чтобы он перекрывал площадь съемки Телескоп Южного полюса потому что его техника поиска кластеров через Эффект СЗ дополняет оптические методы, используемые DES. Область исследования также совпадает с областями исследования для SDSS и Обзор Vista Hemisphere потому что эти обзоры могут предоставить больше информации о галактиках, отображаемых DES.^[12] В пределах области 5000 квадратных градусов есть пять меньших участков общей площадью 30 квадратных градусов, которые будут использовать более длительное время экспозиции и более быструю каденцию наблюдения для поиска сверхновых.

Первый свет был достигнут 12 сентября 2012 года;^[13] после периода проверки и тестирования в августе 2013 г. начались научные обзорные наблюдения.^[14] DES наблюдает около 105 ночей за сезон с августа по февраль. DES завершил съемку изображений за два сезона: год 1 (август 2013 г. - февраль 2014 г.) и год 2 (август 2014 г. - февраль 2015 г.).

Сверхновые

Приложения в космологии

Астрофизики впервые обнаружили космическое ускорение исследуя видимую яркость десятков далеких Сверхновые типа Ia, взрывающиеся звезды, которые ненадолго становятся яркими, как целая галактика из миллиардов звезд.^[15] В современных ведущих моделях сверхновых типа Ia взрывы происходят, когда двойной белый карлик аккрецирует вещество от своей звезды-компаньона, становится нестабильным (предел массы, когда звезда становится нестабильной, все еще обсуждается, но считается, что он составляет ~ 1,4 солнечной массы) , и разрушен гигантским термоядерным взрывом. Хотя есть некоторые вариации, большинство сверхновых типа Ia имеют характерную кривую блеска - график светимости как функцию времени - с максимальной абсолютной величиной около -19,3. Эта однородность и яркость делают их одними из лучших стандартные свечи для определения расстояний.

Чтобы определить, ускоряется или замедляется скорость расширения Вселенной с течением времени, космологи используют конечное скорость света. Чтобы получить свет из далекого далека, требуются миллиарды лет. галактика добраться до Земли. Поскольку вселенная расширение, Вселенная была меньше (галактики были ближе друг к другу), когда излучался свет от далеких галактик. Если скорость расширения Вселенной увеличивается из-за темная энергия, то размер Вселенной увеличивается со временем быстрее, чем если бы расширение замедлялось. Используя сверхновые, мы не можем точно измерить размер Вселенной в зависимости от времени. Вместо этого мы можем измерить размер Вселенной (в момент взрыва звезды) и расстояние до сверхновой. Имея в руках расстояние до взрывающейся сверхновой звезды, астрономы могут использовать значение скорости света вместе с общей теорией относительности, чтобы определить, сколько времени потребовалось свету, чтобы достичь Земли. Это затем говорит им возраст Вселенной, когда взорвалась сверхновая.

Данные сверхновой

Для определения расстояний космологи используют тот факт, что сверхновые типа Ia являются стандартные свечи: все взрывающиеся звезды этого типа имеют почти одинаковую абсолютную яркость или яркость когда они достигают своей самой яркой фазы. Сравнивая видимую яркость двух сверхновых звезд (называемых модуль расстояния ), таким образом, мы можем определить их относительные расстояния.

${displaystyle m-M = 5log _ {10} d_ {L} +25}$, где m - кажущаяся яркость, M - абсолютная величина, и ${displaystyle d_ {L}}$ это расстояние яркости к источнику света в мегапарсеках (Мпк).

Это похоже на использование видимой яркости автомобильных фар ночью, чтобы оценить, как далеко он находится: потому что свет подчиняется закон обратных квадратов фары автомобиля, находящегося в 200 метрах от наблюдателя, будут в четыре раза ярче, чем у идентичного автомобиля, расположенного в 100 метрах. Сверхновые типа Ia - космический эквивалент автомобилей с такой же мощностью фар.

Чтобы определить вторую часть головоломки, размер Вселенной во время взрыва, астрономы измеряют красные смещения сверхновых по их известным спектральным линиям и по эмиссионным линиям в спектр родительских галактик. Когда сверхновая звезда взрывается, она излучает свет в форме волны. По мере того как световая волна движется к Земле в течение миллиардов лет, Вселенная продолжает расширяться, растягивая эту бегущую волну. Чем больше Вселенная расширилась между взрывом и когда мы видим свет в наши телескопы, тем больше увеличивается длина волны света. Видимый свет с самой длинной длиной волны имеет красный цвет, поэтому этот процесс увеличения длины световой волны называется «красное смещение». (Для получения дополнительной информации о красных смещениях в DES щелкните здесь.)

В соответствии с Метрика Фридмана-Лемэтра-Робертсона-Уокера, расстояние светимости в плоской Вселенной, ${displaystyle d_ {L}}$, при данном красном смещении зависит от состава нашей Вселенной и соответствующей истории ее расширения:

${displaystyle d_ {L} = {frac {c} {H_ {0}}} (1 + z) int _ {0} ^ {z} {frac {dz} {sqrt {Omega _ {M} (1 + z ) ^ {3} + Омега _ {DE} (1 + z) ^ {3 (1 + w)} + Омега _ {k} (1 + z) ^ {2}}}}}$

куда ${displaystyle d_ {L}}$ расстояние яркости, z красное смещение, c скорость света, ${displaystyle H_ {0}}$ - скорость локального расширения, ${displaystyle Omega _ {M}}$ материя вселенной, ${displaystyle Omega _ {DE}}$ содержание темной энергии во Вселенной, ${displaystyle Omega _ {k}}$ из-за кривизны (${displaystyle Omega _ {k} = 0}$ для плоской вселенной), и ${displaystyle w}$ - уравнение параметра состояния темной энергии. Таким образом, для разных моделей Вселенной мы можем вывести соотношение светимости расстояния и красного смещения соответственно. Сравнивая красное смещение с расстоянием для большого количества сверхновых, мы можем получить историю скорости космического расширения (см. Диаграмму Хаббла в правом верхнем углу). В 1998 году о таких измерениях впервые сообщили для сверхновых на больших расстояниях, тех, которые взорвались, когда Вселенная была всего на две трети своего нынешнего размера. Эти сверхновые выглядели примерно на 25% слабее, то есть дальше, чем ожидалось, - эффект, приписываемый ускорению космического расширения за последние несколько миллиардов лет.^[15]

Смоделированные кривые блеска сверхновых DES в четырех полосах.

Систематические эффекты контроля и калибровки важны для сверхновых типа Ia, используемых в качестве стандартных свечей для космологического анализа. Одна из основных проблем, с которой должны столкнуться астрономы, - это влияние исчезновение пыли, поглощение света пылевыми частицами вдоль наблюдательного луча зрения светимости сверхновой типа Ia. Путем анализа измерений в нескольких диапазонах, а также выбора областей неба для наблюдений, которые, как известно, страдают от меньшего поглощения пыли, таких как полюса Млечного Пути, можно понять влияние пыли.

Измерения сверхновых в DES

Ряд масштабных космологических обзоров сверхновых, в том числе CFHT SNLS, СУТЬ и SDSS-II SN, а также несколько ближайших поисков создали диаграмму Хаббла до красного смещения z ~ 1. Кроме того, поиски с использованием космического телескопа Хаббла расширяют диаграмму SN Хаббла за пределы z ~ 1. После этих наземных съемок будет проведено исследование темной энергии. продолжить это исследование, обнаружив и проведя подробные измерения нескольких тысяч сверхновых с целью повышения как статистической точности космологии сверхновых, так и контроля систематических ошибок при использовании сверхновых для измерения расстояний. Исследование темной энергии измеряет яркость около 3500 звезд. Я сверхновые. Эти сверхновые находятся на расстоянии миллиардов световых лет от Земли. Когда самые далекие из них, которые DES будет изучать, взорвались, Вселенная была лишь примерно вдвое меньше, чем сейчас. Обзор темной энергии будет неоднократно наблюдать 30 квадратных градусов неба, разделенных на два глубоких и восемь неглубоких полей, что приведет к открытию примерно 6000 сверхновых, примерно две трети из которых будут иметь достаточно данных, с которых можно будет проводить измерения расстояний.

Барионные акустические колебания (БАО)

Обзор физики

Барионные акустические колебания (BAO) относятся к колебаниям в барионно-фотонной плазме, заполнившей раннюю Вселенную. Присутствие этих колебаний сообщило характерный сигнал в поле плотности материи, который сегодня можно увидеть в скоплении структур во Вселенной. Масштаб длины, на котором этот сигнал происходит по всей Вселенной, можно использовать как Стандартная линейка ограничить космологию и, в частности, эволюцию темная энергия. Измерения BAO составляют ключевую часть программы наблюдений Обзора темной энергии.

Примерно до 380000 лет после большого взрыва Вселенная была горячей плотной плазмой, почти полностью состоящей из фотоны, электроны и протоны (последние два из этих компонентов часто вместе называют барионами, хотя технически это неправильное название). Высокая температура Вселенной в эту эпоху не позволяла электронам и протонам объединяться с образованием нейтральных атомов. Следствие высокой степени ионизация Вселенной было то, что барионы оставались тесно связанными с фотонами через Томсоновское рассеяние. Тесная связь с фотонами создала для барионов источник давления, разлучая их, в то время как гравитационное поле плазмы и темной материи стягивало барионы вместе. Эта конкуренция между силами (давлением и гравитацией) позволила фотонно-барионной плазме поддерживать волны давления, которые были вызваны начальными возмущениями в поле плотности.

Когда рекомбинация произошло примерно через 380 000 лет после Большого взрыва, фотоны и барионы отделились друг от друга, и плазма потеряла способность поддерживать звуковые волны. Одним из следствий этой развязки было то, что колебания фотонно-барионной плазмы были отпечатаны на фотонной жидкости; это колебания, которые мы наблюдаем в угловом спектре мощности космического микроволнового фона (CMB). Другим последствием разделения было то, что барионы потеряли поддержку давлением и начали коллапсировать в гравитационные потенциальные ямы. Это несколько резкое изменение привело к небольшой чрезмерной плотности материи в масштабе длины, определяемом расстоянием, которое звуковые волны могли пройти после большого взрыва, то есть звуковым горизонтом. В современной Вселенной этот масштаб длины соответствует примерно 100 Мпк, и эффект можно наблюдать, наблюдая за колебаниями в спектр мощности вещества, ${displaystyle P (k)}$.

БАО как инструмент космологии

Измерение BAO - важный инструмент для исследования космологии и, в частности, эволюции темной энергии.^{[нужна цитата ]} Как описано выше, БАО при рекомбинации передает характерный сигнал в спектре мощности вещества в масштабе звукового горизонта. Этот сигнал в спектре мощности можно использовать в качестве стандартной линейки для отображения эволюции параметра Хаббла, ${displaystyle H (z)}$, а расстояние по угловому диаметру ${displaystyle d_ {A} (z)}$ с красным смещением. Это, в свою очередь, ограничивает свойства темной энергии и другие космологические параметры.

Угол, образуемый стандартная линейка как функция красного смещения связана с параметром Хаббла, ${displaystyle H (z)}$ через концепцию расстояние по угловому диаметру. В расстояние по угловому диаметру, ${displaystyle d_ {A}}$, определяется как

${displaystyle d_ {A} = {frac {Delta chi} {Delta heta}}}$,

куда ${displaystyle Delta chi}$ физический размер стандартной линейки и ${displaystyle Delta heta}$ его наблюдаемая угловая протяженность. ${displaystyle d_ {A}}$ можно также выразить в виде интеграла по ${displaystyle H ^ {- 1} (z)}$:

${displaystyle d_ {A} = {frac {1} {1 + z}} int _ {0} ^ {z} {frac {dz} {H (z)}}}$.

В случае BAO физический размер, ${displaystyle Delta chi}$, стандартной линейки (т. е. звуковой горизонт при рекомбинации) можно ограничить на основе измерений реликтового излучения. ${displaystyle Omega _ {M}}$ и ${displaystyle Omega _ {B}}$. Как видно из приведенного выше уравнения, измеряя угол, образующийся на стандартной линейке, как функцию красного смещения, можно эффективно измерить интеграл от ${displaystyle H ^ {- 1} (z)}$ за красное смещение. Кроме того, интервал красного смещения, ${displaystyle Delta z}$, расширенная стандартной линейкой, напрямую связана с постоянной Хаббла:${displaystyle Delta z = H (z) Delta chi}$Таким образом, в принципе, можно получить прямое измерение H (z), измерив этот интервал красного смещения. ${displaystyle Delta z}$. Для DES, однако, ошибки фотометрических красных смещений будут слишком большими, чтобы сделать определение H (z) таким способом. Поскольку темная энергия влияет на историю расширения Вселенной, измерение H (z) может помочь ограничить свойства этого загадочного компонента Вселенной.

Следовательно, шаги, необходимые для ограничения космологии наблюдений BAO, следующие:^[16]

1. Провести обзор трассеров поля плотности материи (например, галактик)
2. Вычислите спектр мощности поля плотности материи на разных красных смещениях по этим наблюдениям.
3. Измерьте угол, который образует звуковой горизонт BAO в спектре мощности вещества при различных красных смещениях (и, если возможно, интервале красных смещений, связанных со звуковым горизонтом)
4. Вычислить ${displaystyle d_ {A} (z)}$ (и, следовательно, интеграл от ${displaystyle 1 / H (z)}$ и использовать для ограничения космологии

Одно важное предостережение, касающееся первого шага выше, состоит в том, что съемка должна быть достаточно большой, чтобы фактически охватить масштаб звукового горизонта. Как упоминалось выше, эта шкала соответствует сегодняшнему расстоянию примерно 100 Мпк. Ранние исследования, такие как обзор красного смещения CfA2, охватывали слишком маленькие объемы, чтобы можно было достоверно выявить особенность BAO. Более свежие обзоры, такие как Sloan Digital Sky Survey, и будущие исследования, такие как DES, охватывают достаточный объем, чтобы сделать измерения возможными.

Есть ряд качеств, которые делают BAO полезным инструментом для исследования космологии.Во-первых, идеи, лежащие в основе этой техники, просты: существует прямая взаимосвязь между физическим размером объекта BAO, его наблюдаемым угловым размером и космологическими членами. Во-вторых, для космологии с BAO требуется только большой объем обзора. Такие обзоры были обычным делом в астрономии в течение многих лет. Наконец, BAO обеспечивает проверку космологии, которая не зависит от других ограничений.

Существует также ряд серьезных проблем, связанных с программой наблюдения BAO. Во-первых, измерения BAO при красных смещениях менее примерно 0,3 невозможны, потому что объем, содержащийся в этом красном смещении, слишком мал, чтобы полностью отобрать объект BAO. Другая сложность заключается в том, что на характеристику BAO в спектре мощности влияет нелинейная эволюция поля плотности материи. По мере того, как структура Вселенной растет, это вызывает расширение функции BAO в спектре мощности и увеличение мощности в меньших масштабах.^[16] Эти эффекты необходимо учитывать при использовании BAO для ограничения космологии. Наблюдения BAO также осложняются обычными индикаторами поля плотности материи, такими как смещение галактик: они, как правило, находятся в местах с максимальной плотностью материи. Это смещение необходимо учитывать, чтобы использовать BAO для ограничения космологии. Несмотря на эти сложности, BAO остается привлекательным инструментом для космологии.^{[нужна цитата ]}

Наблюдения BAO в DES

68% прогноз CL Ограничения DES в ${displaystyle w_ {0} -w_ {a}}$ плоскость от четырех зондов: BAO, кластеры, слабое линзирование и SNe, каждый из которых совмещен с предыдущим CMB Planck; закрашенная красная область показывает ограничения от объединения четырех методов.

Выборка из 300 миллионов галактик с точным фотометрические красные смещения, ${displaystyle Delta z}$ ~ 0,08, до z ~ 1,4, предоставляемые DES, хорошо подходят для измерения BAO для изучения темной энергии. Объем съемки в 20 раз больше, чем у фотометрических LRG SDSS, что позволяет выполнять измерения с гораздо более высокой точностью в гораздо более широком диапазоне красного смещения. DES будет измерять скопление на небе сотен миллионов галактик на разных расстояниях от нас. Эти измерения определят угловой масштаб звукового горизонта для галактик с разным красным смещением. Объединение этих измерений вместе предоставит информацию об истории скорости космического расширения, которая дополнит измерения сверхновой типа Ia. Определение поворотной эпохи, ${displaystyle a_ {p}}$, при котором неопределенность в уравнении состояния темной энергии ${displaystyle w {(a)}}$ минимизируется для данного измерения, добротность (FoM), которая пропорциональна обратной величине площади в ${displaystyle w_ {0} -w_ {a}}$ плоскость, охватывающая область 95% CL, является ${displaystyle {[sigma {(w_ {p})} sigma {(w_ {a})}]} ^ {- 1}}$. На основе реперной космологической модели и некоторых допущений можно вычислить и ограничить ограничения параметров.

Основные теоретические неопределенности в интерпретации измерений BAO - это эффекты нелинейной гравитационной эволюции и зависящего от масштаба смещения между галактиками и темной материей. Нелинейная эволюция стирает акустические колебания в малых масштабах, в то время как как нелинейная связь мод, так и зависящее от масштаба смещение могут сдвигать положения особенностей BAO. Смещение, зависящее от масштаба, в больших масштабах потенциально более важно для интерпретации формы широкополосного спектра мощности, чем для сигнала BAO. Моделирование, которое станет доступным в течение следующих нескольких лет, должно позволить нам рассчитать поправки из-за нелинейности и зависящего от масштаба смещения с достаточной точностью, чтобы остающаяся систематическая неопределенность была мала по сравнению со статистическими ошибками DES в больших масштабах. Кроме того, поскольку биспектр (Преобразование Фурье кумулянта второго порядка, используемое для поиска нелинейных взаимодействий) реагирует на нелинейность и смещение иначе, чем спектр мощности, измерение угловой формы биспектра в DES обеспечит перекрестную проверку этих эффектов, ограничит это масштабная зависимость и определить эффективность и надежность включения широкополосной формы в ограничение темной энергии.

BAO в принципе чувствительны к неопределенности дисперсии, ${displaystyle Delta sigma _ {z}}$, а в предвзятости ${displaystyle Delta z_ {m {bias}}}$, оценок photo-z в ячейках красного смещения. Чтобы гарантировать, что ограничения параметров темной энергии не ухудшатся (т.е.не увеличатся ошибки) не более чем на 10%, эти неопределенности в z и ${displaystyle z_ {m {bias}}}$на ячейку красного смещения 0,1 должно быть ниже ~ 0,01 (для ${displaystyle w_ {0}}$) и ~ 0,005 (для ${displaystyle w_ {a}}$). Эти уровни производительности должны быть сохранены в DES, и поэтому ожидается, что ограничения BAO будут совершенно нечувствительными к неопределенностям в параметрах photo-z.

Фотометрический дрейф нулевой точки влияет на плотность галактик в каждой ячейке красного смещения, которые лежат выше порога обнаружения. Стратегия съемки DES с ее множественными перекрывающимися тайлами предназначена для минимизации фотометрических дрейфов и их незначительного значения в масштабе поля зрения DECam. В дополнение к прямому контролю со стороны стратегии тайлинга, DES имеет ряд внутренних перекрестных проверок таких дрейфов, включая эволюцию красного смещения шкалы BAO и шкалы материального излучения, взаимные корреляции между различными ячейками фото-z, согласованность с угловым биспектр и сравнение формы и характеристик спектра мощности для разных подвыборок галактик.

Количество скоплений галактик

Важное испытание темной энергии происходит из подсчета скопления галактик. Основная идея проста: космологические теории предсказывают количество массивных гало с течением времени, в которых должны находиться скопления, поэтому сравнение с наблюдаемым количеством скоплений позволяет нам проверить эти космологические модели. Главный источник неопределенности в этом методе заключается в связи наблюдаемых свойств скоплений с массой гало и красным смещением.

Количество массивных ореолов зависит от темной энергии двумя способами. Во-первых, темная энергия влияет на то, как расширяется Вселенная, поэтому она влияет на то, как объем увеличивается с течением времени. Во-вторых, гравитационный рост гало из-за небольших начальных колебаний зависит от космического смешения материи и темной энергии. Измеряя, как число кластеров растет с течением времени, DES исследует относительную силу этих двух факторов. Ученые DES будут измерять пространственно-временную распространенность скоплений до красного смещения, равного единице, когда Вселенная была меньше половины своего нынешнего возраста.

В отличие от методов сверхновых и BAO, которые чувствительны только к космическим расстояниям и, следовательно, к скорости расширения, скопления галактик исследуют как расстояния, так и скорость роста структуры во Вселенной. Сравнивая результаты этих двух разных классов зондов, космологи могут определить, достаточна ли нынешняя теория гравитации, общая теория относительности Эйнштейна, для объяснения космического ускорения.

Прогнозирование количества скоплений галактик

Обширные исследования с использованием Моделирование N-тела методы имеют откалиброванные функциональные формы, которые предсказывают правильную плотность гало темной материи выше массы ${displaystyle M}$ как функция и красное смещение, ${displaystyle n (> M, z)}$. Здесь «правильная числовая плотность» означает количество на единицу физического объема. Рассчитав соответствующий элемент объема как функцию красного смещения, ${displaystyle d ^ {2} V}$можно вычислить количество массивных гало на единицу красного смещения и телесного угла.

Чтобы рассчитать необходимый элемент объема, мы сначала вычисляем пропорциональную площадь (${displaystyle dA}$) для данного красного смещения (${displaystyle z}$), радиальная координата (${displaystyle r}$) и телесный угол (${displaystyle dOmega}$). Затем мы вычисляем расстояние (${displaystyle dl}$) в интервале красного смещения ${displaystyle (z, z + dz)}$. Тогда правильный объем

${displaystyle d ^ {2} V = dA dl}$

С использованием Метрика FLRW, правильная область ${displaystyle dA}$ дан кем-то

${displaystyle dA = a (t_ {e}) rd heta a (t_ {e}) rsin (heta) dphi = a_ {e} ^ {2} r ^ {2} dOmega = {frac {a_ {0} ^ { 2} г ^ {2} dOmega} {(1 + z) ^ {2}}}}$

куда ${displaystyle a (t)}$ это масштаб.

Расстояние ${displaystyle dl}$ в интервале красного смещения ${displaystyle (z, z + dz)}$ это расстояние, которое проходит свет за бесконечно малое время ${displaystyle dt}$,

${displaystyle dl = c dt}$

Связав это с красным смещением ${displaystyle z}$, мы нашли

${displaystyle dl = {frac {da} {dot {a}}} = {frac {dz} {(1 + z)}} {frac {a} {dot {a}}} = {frac {dz} {H (z) (1 + z)}}}$

куда ${displaystyle H (z)}$ это Параметр Хаббла:

${displaystyle H (z) = H_ {0} {sqrt {sum _ {i} Omega _ {i} (1 + z) ^ {3 (1-w_ {i})} + Omega _ {k} (1+ z) ^ {2}}}}$

для постоянного ${displaystyle w_ {i}}$.

Тогда правильный элемент объема - это просто продукт ${displaystyle dA}$ и ${displaystyle dl}$:

${displaystyle d ^ {2} V = dA dl = {frac {a_ {0} ^ {2} r ^ {2} (z)} {H (z) (1 + z) ^ {3}}} dOmega dz }$

Таким образом, в сочетании с теоретически предсказанной плотностью массивных гало ${displaystyle n (> M, z)}$, и если предположить, что каждое гало содержит скопление, то количество скоплений галактик на единицу красного смещения на единицу телесного угла составляет:

${displaystyle {frac {d ^ {2} N (> M, z)} {dzdOmega}} = n (> M, z) {frac {d ^ {2} V} {dzdOmega}} = {frac {n ( > M, z) a_ {0} ^ {2} r ^ {2} (z)} {H (z) (1 + z) ^ {3}}}}$

Расчет наблюдаемых количеств

Обзор темной энергии будет измерять дифференциальное количество скоплений галактик, ${displaystyle d ^ {2} N (> лямбда) / dzdOmega}$, как функция красного смещения ${displaystyle z}$ и размер кластера ${displaystyle lambda}$. Здесь, ${displaystyle lambda}$ это мера количества или полной звездной массы галактик в скоплении.

Прогнозируемое количество, ${displaystyle d ^ {2} N (> лямбда) / dzdOmega}$ для данной космологии даются сверткой:

${displaystyle {frac {d ^ {2} N (> lambda, z)} {dzdOmega}} = {frac {r ^ {2} (z)} {H (z)}} int _ {0} ^ {infty } {f (> lambda, z) dlambda} int _ {0} ^ {infty} {p (lambda vert M, z) {frac {dn (M, z)} {dM}} dM}}$

Первый кусок, ${displaystyle f (> лямбда, z)}$, является «функцией выбора» для наблюдаемой величины ${displaystyle lambda}$. Вторая функция, ${displaystyle p (lambda vert M, z)}$, является ядром "наблюдаемой массы", дающим вероятность того, что гало с массой ${displaystyle M}$ и красное смещение ${displaystyle z}$ будет иметь особое значение наблюдаемого ${displaystyle lambda}$.

Наконец, функция ${displaystyle dn (M, z) / dM}$ представляет собой "теоретическую функцию масс", дифференциальную версию функции совокупной плотности, описанной выше.

Кластерный поиск

На фотометрических изображениях DES кластеры обнаруживаются как локализованные увеличения поверхностной плотности галактик на небе. Потому что формирование галактики в скоплениях ускоряется относительно Вселенной в целом, скопления галактик часто падают по «красной последовательности» аналогичного цвета, характеризующейся старым, эволюционировавшим звездным населением. DES чувствителен к кластерам, содержащим ${displaystyle sim 10}$ яркие галактики с красной последовательностью. Поиск в ${displaystyle zsim 1}$ DES рассчитывает обнаружить около 200 000 скоплений галактик в ${displaystyle Lambda}$Космология CDM.

Для поиска кластеров в оптических данных DES будет использовать один метод, известный как поиск оптических кластеров красной последовательности.^[17] Этот хорошо известный метод был применен к меньшим групповым выборкам из кластерных обзоров SDSS и RCS-II.

Самая большая систематическая неопределенность в использовании скоплений галактик для изучения космологии проистекает из соотношения наблюдаемой массы. Теории предсказывают массы скоплений галактик, а эксперименты измеряют различные наблюдаемые величины (то есть оптическое богатство) скоплений галактик. Соотношение наблюдаемой массы для DES будет откалибровано напрямую с использованием слабое гравитационное линзирование. Измеряя космический сдвиг вокруг скоплений, слабое линзирование может дать оценки их общей массы. Поскольку измерения для отдельных кластеров имеют низкое отношение сигнал / шум, кластеры DES будут разбиты на интервалы по наблюдаемой величине и красному смещению. Для каждого из этих интервалов средний профиль массы кластера будет рассчитан с использованием слабого линзирования. Связывание наблюдаемой величины с рассчитанным профилем массы скопления калибрует соотношение средней наблюдаемой массы.

Для решения задачи выбора оптически выбранного образца коллаборация DES разрабатывает ряд различных алгоритмов поиска кластеров и тестирует их на синтетических каталогах, созданных на основе моделирования N-тел. Алгоритмы поиска скоплений запускаются на основе синтетических каталогов галактик, полученных в результате этих симуляций, чтобы найти смоделированные массивные гало.

Слабое линзирование

Сильное линзирование в скоплении Abell 2218. Фото: НАСА /ЕКА

Графики справа показывают эффекты гравитационного линзирования на круглые (вверху) и эллиптические (внизу) галактики на графиках слева. Показанные здесь искажения сильно преувеличены по сравнению с реальными астрономическими системами.

Гравитационное линзирование происходит, когда свет от далеких источников, таких как квазары или галактики, искривляется гравитационным полем массивного объекта. Изображение Абель 2218, скопление галактик, показывает, как промежуточное поле материи искажает свет от фоновых галактик. Эффект вокруг скопления настолько силен, что несколько изображений исходной галактики выглядят как дуги. Это называетсясильное гравитационное линзирование.

История роста крупномасштабная структура (LSS) может дать нам представление о взаимодействии между гравитацией и темной энергией. Однако большая часть этой структуры состоит из темная материя, которые не могут быть обнаружены стандартными астрономическими средствами. Космологическое гравитационное поле также может отклонять свет от удаленных источников, но в этом случае изображения галактик искажаются, растягиваются и увеличиваются в небольших количествах. Это называется слабое гравитационное линзирование.

Это небольшое искажение изображения галактики, названное космический сдвиг и может составлять типичное растяжение изображения порядка 2 процентов. Эффект слишком мал, чтобы его можно было измерить для отдельной галактики.^[18] К счастью, одно и то же поле плотности материи влияет на множество галактик в одной и той же части неба, и, изучая большое количество галактик в одной и той же области неба, астрономы могут статистически искать выравнивания в космическом сдвиге.

Это достигается путем измерения сдвига-сдвига. корреляционная функция, двухточечная функция или ее Преобразование Фурье, спектр мощности сдвига.^[19]DES будет измерять сдвиг спектр мощности как функция фотометрическое красное смещение. Другая статистика, которую можно использовать, - это угловая корреляционная функция между положениями галактик на переднем плане и сдвигом исходной галактики, так называемая корреляция галактика-сдвиг.^[20]

Поскольку сдвиг чувствителен к полю плотности материи, в котором преобладает темная материя, он менее чувствителен к барионным эффектам, хотя такие эффекты могут иметь достаточно большой вклад в эволюцию спектр мощности вещества в малых масштабах, так что мы больше не можем различать предсказания интересных моделей темной энергии. Расчет спектра мощности нелинейной материи представляет собой еще одну проблему для измерений слабого линзирования и должен включать барионные эффекты.^[21]

DES сможет исследовать темную энергию, поскольку измерения космического сдвига чувствительны к эволюции энергетического спектра материи (линейный рост структуры) и соотношению расстояние-красное смещение (история расширения и геометрия). Статистика более высокого порядка, такая как трехточечная статистика. функции или биспектра, которые объединяют измерения CMBR анизотропия и распределение галактик смогут разрушить вырождение между геометрией, ростом структуры и пространственной кривизной.^{[21][мертвая ссылка ]}

Систематика

Способность DES наблюдать космический сдвиг ограничена систематика телескопа, количество наблюдаемых галактик и внутренняя корреляция между эллиптическими направлениями галактик. Первичная систематика телескопа описывается функция разброса точки телескопа. Искажения в функции рассеяния точки, вызванные зеркалом, оптикой или геометрией различных компонентов телескопа, будут действовать, создавая ложное космическое изображение сдвига. Эти искажения могут быть вызваны ветром, термическим сжатием, перекосом или множеством других эффектов. К счастью, большинство из этих эффектов можно исправить, активно измеряя функцию рассеяния точки телескопа. Функцию рассеяния точки телескопа можно измерить, наблюдая за звездами в нашей галактике. Когда телескоп наблюдает за этими звездами, в идеале их изображения должны быть идеально круглыми. Однако на реальных изображениях звезд есть аберрации. Измерение аберраций точечных звезд позволяет вносить поправки в изображения галактик во время обработки.

Поскольку космический сдвиг не может быть измерен для одной галактики и может быть обнаружен статистически только по множеству галактик, уровень, до которого может быть измерен космический сдвиг, зависит от количества доступных линзируемых галактик. Если в одной и той же области неба можно будет наблюдать большое количество галактик с хаотически ориентированными эллиптическими направлениями, то окончательное измерение космического сдвига будет меньше. Однако, если существует собственное направление эллипса для определенной группы галактик в области неба, оно может дать искусственно завышенное значение космического сдвига в этой области.

Полученные результаты

Измерения космического сдвига галактик фона позволяют сделать вывод о поле плотности вещества между наблюдателями и галактиками фона. Тщательные измерения этого космического сдвига могут отобразить распределение массы во Вселенной. В апреле 2015 года Исследование темной энергии выпустило карты масс с использованием измерений космического сдвига около 2 миллионов галактик на основе данных научной проверки (август 2012 - февраль 2013).^[22]

Карликовые галактики

Карликовые галактики представляют собой небольшие галактики размером от сотен до нескольких миллиардов звезд. Множество крупных галактик, включая нашу Млечный путь есть несколько таких меньших карликовых галактик, вращающихся вокруг них. Глубокое отображение DES делает его идеальным зондом для обнаружения большего количества карликовых или «спутниковых» галактик вокруг нашей Галактики Млечный Путь.

Количество карликовых галактик дает важную информацию об эволюции галактик и структуре Вселенной. Космологическое моделирование имеет тенденцию предсказывать гораздо больше карликовых галактик вокруг больших галактик, чем мы видим вокруг нашей Галактики Млечный Путь, что привело к тому, что известно как проблема с пропавшим спутником. Карликовые галактики также интересны тем, что они, судя по соотношению их массы к свету, кажутся объектами во Вселенной, в которых преобладает темная материя. Это делает их интересными целями для косвенное обнаружение темной материи.

Полученные результаты

В марте 2015 года две группы опубликовали свои открытия нескольких новых потенциальных кандидатов в карликовые галактики, обнаруженных в данных DES 1 года.^[23] В августе 2015 года группа исследования темной энергии объявила об обнаружении восьми дополнительных кандидатов в данных DES 2-го года.^[24]Спектроскопические данные потребуются, чтобы подтвердить, являются ли эти кандидаты настоящими карликовыми галактиками или вместо этого являются звездными скоплениями в пределах Млечного Пути. По мере продолжения работы DES существует потенциал для еще многих открытий карликовых галактик.

Солнечная система

Несколько малые планеты были обнаружены DeCam в ходе Обзор темной энергии. Он особенно хорошо подходит для поиска больших наклонов. транснептуновые объекты (TNOs).^[25] Процесс состоит из нескольких этапов. Во-первых, анализ изображений с широким полем выявляет временные объекты, которые обнаруживаются вычитанием изображения.^[26] Далее отклоняются артефакты и некачественные кандидаты.^[27] Остальные кандидаты образуют главный список, где каждая запись соответствует определенному кандидату в определенное время. Из этого списка программа ищет пары наблюдений с интервалом не более 60 ночей, которые совместимы с TNO, перигелий которой превышает 30 а.е. Наконец, программа пытается связать пары в цепочки, предполагая, что один и тот же объект может отвечать за все наблюдения в цепочке. Если соответствие всем наблюдениям в цепочке достаточно хорошо, то объект был найден и передан в Центр малых планет, или MPC.

MPC присвоил Код IAU W84 для наблюдений ДеКама малых тел Солнечной системы. По состоянию на октябрь 2019 года MPC непоследовательно считает открытие 9 пронумерованных малых планет, все они транснептуновые объекты, либо в «DeCam», либо в «Обзор темной энергии».^[1] Список не содержит никаких ненумерованных малых планет, потенциально обнаруженных DeCam, поскольку кредиты на открытие выдаются только после нумерации тела, которая, в свою очередь, зависит от достаточно надежного определения орбиты.

Список обнаруженных малых планет

Управление данными

Изображения, полученные в ходе опроса, обрабатываются Системой управления данными исследования темной энергии, которая находится в Национальном центре приложений суперкомпьютеров в Университете Иллинойса в Урбана-Шампейн. DES опубликует необработанные и уменьшенные изображения DECAM по истечении годичного периода собственности через свои порталы в NCSA. DESDM также выпустит два полных выпуска своих информационных продуктов: один примерно в середине опроса, а последний - в конце опроса.

Рекомендации

внешняя ссылка

• Веб-сайт исследования темной энергии
• Научная программа исследования темной энергии (PDF)
• Управление данными исследования темной энергии