Обзор темной энергии

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 Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний Вопрос КХД Странное дело Отрицательное вещество 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 Темный поток Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла 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 Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (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 микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Обзор темной энергии ( DES ) - это обзор в видимой и ближней инфракрасной области спектра , целью которого является изучение динамики расширения Вселенной и роста крупномасштабных структур. ^[2] Сотрудничество состоит из исследовательских институтов и университетов из США, ^[3] Австралии, Бразилии, ^[4] Великобритании, Германии, Испании и Швейцарии.

Для съемки используется 4-метровый телескоп Виктора М. Бланко, расположенный в Межамериканской обсерватории Серро Тололо (CTIO) в Чили, оснащенный камерой темной энергии (DECam). ^[5] Эта камера позволяет получать более чувствительные изображения в красной части видимого спектра и в ближней инфракрасной области 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 изображение 5 000 квадратных градусов южного неба на отпечатке, который пересекается с Телескопом Южного полюса и полосой 82 (по большей части в обход Млечного Пути). Для завершения обзора потребовалось 758 наблюдательных ночей, разбросанных на шесть лет, при этом след обзора был покрыт десять раз в пяти фотометрических полосах ( g , r, i, z и Y ). DES официально начал свою работу в августе 2013 г. и завершил свою последнюю сессию наблюдений 9 января 2019 г.

Обзор [ править ]

The Dark Energy Survey исследует динамику и крупномасштабную структуру Вселенной с помощью четырех зондов: сверхновых типа Ia , барионных акустических колебаний (BAO) , количества скоплений галактик и слабого гравитационного линзирования .

Считается, что сверхновые типа Ia являются термоядерными взрывами, которые происходят, когда белые карлики в двойных системах увеличивают массу от своих звезд-компаньонов. ^[6] Эти события важны для изучения космологии, потому что они очень яркие, что позволяет астрономам обнаруживать их на очень большом расстоянии. Расширение Вселенной может быть ограничена на основе наблюдений расстояния светимостью и красным смещением далеких сверхновых типа Ia. Остальные три метода ( BAO , скопления галактик и слабое линзирование)), используемые в Обзоре темной энергии, позволяют ученым одновременно понять расширение Вселенной и эволюцию возмущений поля плотности темной материи . Эти возмущения были неразрывно связаны с образованием галактик и скоплений 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 инфляцией . Гравитационный коллапс усиливает эти начальные колебания, поскольку барионы попадают в поле гравитационного потенциала более плотных областей космоса, образуя галактики. Тем не менее, скорость роста этих гало темной материи чувствительна 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, таких как Sloan Digital Sky Survey . Одно существенное различие между предыдущими ПЗС телескопа Виктора М. Бланко и DECam - это улучшенная 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, потому что 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 в него входят многие исследовательские институты и университеты. ^[9] Сама коллаборация DES разделена 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 веб-сайт ^[10]где ученый может опубликовать новые результаты, презентации и статьи. Некоторые выпуски на этом веб-сайте открыты для широкой публики.

DECam [ править ]

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

Механика [ править ]

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 жидким азотом до −100 ° C , чтобы уменьшить тепловой шум в ПЗС. Фокальная плоскость также поддерживается 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 на главный фокус он будет поддерживаться системой гексапода , позволяющей регулировать фокусировку в реальном времени.

Оптика [ править ]

Камера оснащена фильтрами u, g, r, i, z и Y ^[11], аналогичными тем, которые используются в Sloan Digital Sky Survey (SDSS) . Это позволяет DES получать фотометрические измерения красного смещения до z≈1, используя разрыв 400 нм для галактик, ступенчатую спектральную особенность, которая возникает из-за ряда линий поглощения от ионизированных металлов, и методы 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 [ править ]

Матрица научных датчиков на DECam представляет собой массив из 62 ПЗС - матриц с обратной засветкой 2048 × 4096 пикселей, всего 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, производимый Dalsa и LBNL, с пикселями размером 15 × 15 микрон. Для сравнения, ПЗС-матрица с тыловой подсветкой от OmniVision Technologies, которая использовалась в iPhone 4имеет 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 взаимодействияи позволяет ПЗС-матрицам иметь повышенную чувствительность к фотонам с меньшей 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.

Обзор [ править ]

Коллаборация DES планирует завершить съемку южного неба на площади 5000 квадратных градусов в течение 5 лет. Планируется, что съемка достигнет глубины 24-й звездной величины в i-м диапазоне на всей территории. Область обзора была выбрана так, чтобы она перекрывалась с областью обзора телескопа Южного полюса, потому что его метод поиска скоплений с помощью эффекта SZ дополняет оптические методы, используемые DES. Область обзора также совпадает с областями обзора для SDSS и Vista Hemisphere Survey, 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 съемочные наблюдения. ^[14] DES наблюдает около 105 ночей за сезон, продолжающийся 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 [ править ]

Приложения в космологии [ править ]

Астрофизики впервые открыли космическое ускорение , изучив видимую яркость десятков далеких сверхновых типа Ia , взрывающихся звезд, которые на короткое время 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 и становится нестабильным (предел массы, когда звезда становится нестабильной, все еще обсуждается, но считается, что он составляет ~ 1,4 массы Солнца). , 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 стандартных свечей для определения расстояний.

Чтобы определить, ускоряется или замедляется скорость расширения Вселенной со временем, космологи используют конечную скорость света . Свет из далекой галактики достигает Земли за миллиарды лет . Поскольку Вселенная расширяется , Вселенная была меньше (галактики были ближе друг к другу), когда излучался свет от далеких галактик. Если скорость расширения Вселенной увеличивается из-за темной энергии, 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 [ править ]

Для определения расстояний космологи используют тот факт, что сверхновые типа Ia являются стандартными свечами : все взрывающиеся звезды этого типа имеют почти одинаковую абсолютную яркость или светимость, когда достигают своей самой яркой фазы. Таким образом, сравнивая видимую яркость двух сверхновых звезд (называемую модулем расстояния ), мы можем определить их относительные расстояния.

${\ displaystyle mM = 5 \ log _ {10} d_ {L} +25}$, где m - видимая звездная величина , M - абсолютная звездная величина , и - расстояние яркости до источника света в мегапарсеках (Мпк).${\ displaystyle d_ {L}}$

Это похоже на использование видимой яркости фар автомобиля в ночное время, чтобы оценить, как далеко он находится: поскольку свет подчиняется закону обратных квадратов , автомобиль в 200 метрах от наблюдателя будет иметь фары в четыре раза тусклее, чем у идентичного Машину поставили 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 спектре.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 .)

Согласно метрике Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера , расстояние светимости в плоской Вселенной при заданном красном смещении зависит от состава нашей Вселенной и соответствующей истории ее расширения:${\ displaystyle d_ {L}}$

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

где - расстояние светимости, z - красное смещение, c - скорость света, - скорость локального расширения, - содержание материи во Вселенной, - содержание темной энергии во Вселенной, обусловленное кривизной ( для плоской Вселенной), и${\ displaystyle d_ {L}}$${\ displaystyle H_ {0}}$${\ displaystyle \ Omega _ {M}}$${\ displaystyle \ Omega _ {DE}}$${\ displaystyle \ Omega _ {k}}$${\ displaystyle \ Omega _ {k} = 0}$${\ 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]

Систематические эффекты управления и калибровки важны для сверхновых типа Ia, которые могут использоваться в качестве стандартных свечей для космологического анализа. Одна из главных проблем , которые астрономы должны бороться с является эффект пыли исчезновения , поглощение света частицами пыли вдоль наблюдательной линии прямой видимости на светимости типа Ia сверхновой. 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 [ править ]

Ряд масштабных космологических обзоров сверхновых, включая CFHT SNLS , ESSENCE 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 улучшения как статистической точности космологии сверхновых, так и контроля систематических ошибок при использовании сверхновых для измерения расстояний. Исследование темной энергии позволит измерить яркость около 3500 сверхновых типа Ia. 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 привело к открытию примерно 6000 сверхновых, примерно две трети из которых будут иметь достаточно данных, по которым можно будет проводить измерения расстояний.

Барионные акустические колебания (БАО) [ править ]

Обзор физики [ править ]

Барионно- акустические колебания (БАО) 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 возникает по всей Вселенной, можно использовать в качестве стандартной линейки для ограничения космологии и, в частности, эволюции темной энергии . 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 фотонов , электронов и протонов (последние два из этих компонентов часто вместе называются барионами, хотя с технической точки зрения это неправильное название). Высокая температура Вселенной в эту эпоху не позволяла электронам и протонам объединяться с образованием нейтральных атомов. Следствием высокой степени ионизации Вселенной стало 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) позволяла фотонно-барионной плазме поддерживать волны давления, которые были вызваны начальными возмущениями в поле плотности.

При рекомбинациипроизошло 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 этого разъединения 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 сегодняшней Вселенной этот масштаб длины соответствует примерно 100 Мпк,и эффект можно наблюдать, ища колебания взначения спектра мощности , .${\ Displaystyle P (k)}$

БАО как инструмент космологии [ править ]

Измерение BAO - важный инструмент для исследования космологии и, в частности, эволюции темной энергии. ^{[ необходима цитата ]} Как описано выше, BAO передает характеристический сигнал в спектре мощности вещества в масштабе звукового горизонта при рекомбинации. Этот сигнал в спектре мощности можно использовать в качестве стандартной линейки для отображения эволюции параметра Хаббла и расстояния углового диаметра с красным смещением. Это, в свою очередь, ограничивает свойства темной энергии и другие космологические параметры.${\ displaystyle H (z)}$${\ Displaystyle d_ {A} (г)}$

Угол, который образует стандартная линейка как функция красного смещения, связан с параметром Хаббла через концепцию расстояния углового диаметра . Расстояние углового диаметра , определяются как${\ displaystyle H (z)}$${\ displaystyle d_ {A}}$

${\displaystyle d_{A}={\frac {\Delta \chi }{\Delta \theta }}}$,

где - физический размер стандартной линейки, а - наблюдаемый угловой размер. также может быть выражено в виде интеграла по :${\displaystyle \Delta \chi }$${\displaystyle \Delta \theta }$${\displaystyle d_{A}}$${\displaystyle H^{-1}(z)}$

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

В случае BAO физический размер стандартной линейки (т. Е. Звуковой горизонт при рекомбинации) может быть ограничен измерениями и на основе CMB . Как видно из приведенного выше уравнения, измеряя угол, под которым изображена стандартная линейка, как функцию красного смещения, можно эффективно измерить интеграл избыточного красного смещения. Кроме того, красное смещение интервала, , расширен с помощью стандартной линейки напрямую связана с постоянной Хаббла: . Таким образом, в принципе, можно также получить прямое измерение H (z), измерив этот интервал красного смещения.${\displaystyle \Delta \chi }$${\displaystyle \Omega _{M}}$${\displaystyle \Omega _{B}}$${\displaystyle H^{-1}(z)}$${\displaystyle \Delta z}$${\displaystyle \Delta z=H(z)\Delta \chi }$${\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.

Таким образом, 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 разных красных смещениях (и, если возможно, интервале красного смещения, связанном со звуковым горизонтом)
4. Вычислить (и, таким образом, интеграл и использовать для ограничения космологии${\displaystyle d_{A}(z)}$${\displaystyle 1/H(z)}$

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 исследования, 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. ^{[ необходима цитата ]}

Наблюдения BAO в DES [ править ]

68% CL прогнозируют ограничения DES в плоскости от четырех зондов: BAO, кластеры, слабое линзирование и SNe, каждое из которых объединено с предыдущим CMB Planck; закрашенная красная область показывает ограничения от объединения четырех методов.${\displaystyle w_{0}-w_{a}}$

Образец 300 миллионов галактик с точным фотометрических красных смещений , ~ 0,08 до ~ 1,4 г , представленной DES хорошо подходит 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, в которой неопределенность в уравнении состояния темной энергии${\displaystyle \Delta z}$${\displaystyle a_{p}}$${\displaystyle w{(a)}}$минимизирован для данного измерения, добротность (FoM), которая пропорциональна обратной величине площади в плоскости, которая охватывает область 95% CL, равна . На основе реперной космологической модели и некоторых допущений можно вычислить и ограничить ограничения параметров.${\displaystyle w_{0}-w_{a}}$${\displaystyle {[\sigma {(w_{p})}\sigma {(w_{a})}]}^{-1}}$

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 вычислить 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, посколькубиспектр (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 эта зависимость от масштаба и определяет эффективность и надежность включения широкополосной формы в ограничение темной энергии.

BAO в принципе чувствительны к неопределенности в дисперсии и смещении оценок photo-z в ячейках красного смещения. Чтобы гарантировать, что ограничения параметра темной энергии не ухудшились (т. Е. Увеличились ошибки) не более чем на 10%, эти неопределенности в z и на интервал красного смещения 0,1 должны быть ниже ~ 0,01 (для ) и ~ 0,005 (для ). Эти уровни производительности должны быть сохранены в DES, и поэтому ожидается, что ограничения BAO будут совершенно нечувствительными к неопределенностям в параметрах photo-z.${\displaystyle \Delta \sigma _{z}}$${\displaystyle \Delta z_{\rm {bias}}}$${\displaystyle z_{\rm {bias}}}$${\displaystyle w_{0}}$${\displaystyle w_{a}}$

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 фрагментами разработана для минимизации фотометрических дрейфов и их пренебрежения в масштабе поля зрения DECam. В дополнение к прямому управлению из стратегии тайлинга, DES имеет ряд внутренних перекрестных проверок таких дрейфов, включая эволюцию красного смещения шкалы BAO и шкалы излучения материи, 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 [ править ]

Важным исследованием темной энергии является подсчет скоплений 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 - связь 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 [ править ]

Обширные исследования с использованием моделирования N-тело методов имеют калиброванные функциональные формы , которые предсказывают надлежащую плотность числа гало темной материи выше масс как функция и красное смещение, . Здесь «правильная числовая плотность» означает количество на единицу физического объема. Вычислив соответствующий элемент объема как функцию красного смещения, можно вычислить количество массивных гало на единицу красного смещения и телесного угла.${\displaystyle M}$${\displaystyle n(>M,z)}$${\displaystyle d^{2}V}$

Чтобы вычислить правильный элемент объема, мы сначала вычисляем правильную площадь ( ) для данного красного смещения ( ), радиальной координаты ( ) и телесного угла ( ). Затем мы вычисляем расстояние ( ) в интервале красного смещения . Тогда правильный объем${\displaystyle dA}$${\displaystyle z}$${\displaystyle r}$${\displaystyle d\Omega }$${\displaystyle dl}$${\displaystyle (z,z+dz)}$

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

Используя метрику FLRW , правильная площадь определяется как${\displaystyle dA}$

${\displaystyle dA=a(t_{e})r\ d\theta a(t_{e})r\sin(\theta )d\phi =a_{e}^{2}r^{2}d\Omega ={\frac {a_{0}^{2}r^{2}d\Omega }{(1+z)^{2}}}}$

где - масштабный коэффициент .${\displaystyle a(t)}$

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

${\displaystyle dl=c\ dt}$

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

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

где - параметр Хаббла :${\displaystyle H(z)}$

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

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

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

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

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

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

Расчет наблюдаемых количеств [ править ]

Обзор темной энергии будет измерять дифференциальное количество скоплений галактик в зависимости от красного смещения и размера скопления . Здесь - мера количества или полной звездной массы галактик в скоплении.${\displaystyle d^{2}N(>\lambda )/dzd\Omega }$${\displaystyle z}$${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle \lambda }$

Прогнозируемые числа для данной космологии даются сверткой:${\displaystyle d^{2}N(>\lambda )/dzd\Omega }$

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

Первая часть - это «функция выбора» для наблюдаемой величины . Вторая функция - это ядро ​​"наблюдаемой массы", дающее вероятность того, что гало с массой и красным смещением будет иметь определенное значение наблюдаемой .${\displaystyle f(>\lambda ,z)}$${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle p(\lambda \vert M,z)}$${\displaystyle M}$${\displaystyle z}$${\displaystyle \lambda }$

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

Кластерный поиск [ править ]

На фотометрических изображениях DES кластеры обнаруживаются как локализованные увеличения поверхностной плотности галактик на небе. Поскольку формирование скоплений галактик ускоряется по сравнению со Вселенной в целом, скопления галактик часто падают по «красной последовательности» аналогичного цвета, характеризующейся старым, эволюционировавшим звездным населением. DES чувствителен к скоплениям, содержащим яркие галактики красной последовательности. Поиск в DES предполагает обнаружить около 200 000 скоплений галактик в космологии CDM.${\displaystyle \sim 10}$${\displaystyle z\sim 1}$${\displaystyle \Lambda }$

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 обзоров SDSS и RCS-II.

Самая большая систематическая неопределенность при использовании скоплений галактик для изучения космологии возникает из-за соотношения наблюдаемой массы. Теории предсказывают массы скоплений галактик, а эксперименты измеряют различные наблюдаемые величины (т.е. оптическое богатство) скоплений галактик. Соотношение наблюдаемой массы для DES будет откалибровано напрямую с использованием слабого гравитационного линзирования . 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, созданных на основе этих симуляций, чтобы найти смоделированные массивные гало.

Слабое линзирование [ править ]

Гравитационное линзирование происходит, когда свет от далеких источников, таких как квазары или галактики, отклоняется гравитационным полем массивного объекта. Изображение Abell 2218 , скопления 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 называется сильным гравитационным линзированием .

История роста крупномасштабных структур (LSS) может дать нам представление о взаимодействии между гравитацией и темной энергией. Однако большая часть этой структуры состоит из темной материи , которую невозможно обнаружить стандартными астрономическими средствами. Космологическое гравитационное поле также может искривлять свет от далеких источников, но в этом случае изображения галактик искажаются, растягиваются и увеличиваются в небольших количествах. Это называется слабым гравитационным линзированием .

Это небольшое искажение изображения галактики, называемое космическим сдвигом, 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 корреляционной функции сдвига и сдвига , двухточечной функции или ее преобразования Фурье , спектра мощности сдвига. ^[19] DES будет измерять спектр мощности сдвига как функцию фотометрического красного смещения . 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 энергетического спектра материи на малых масштабах, так что мы можем больше не различают 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, потому что измерения космического сдвига чувствительны к эволюции спектра мощности материи (линейный рост структуры) и соотношению расстояние-красное смещение (история расширения и геометрия). Статистика более высокого порядка, такая как трехточечная функция или биспектр, которые объединяют измерения анизотропии реликтового излучения и распределения галактик, смогут устранить вырождение между геометрией, ростом структуры и пространственной кривизной. ^{[21] [ неработающая ссылка ]}

Систематика [ править ]

Способность DES наблюдать космический сдвиг ограничена систематикой телескопа, количеством наблюдаемых галактик и внутренней корреляцией между эллиптическими направлениями галактик. Первичная систематика телескопа описывается функцией рассеяния точкителескопа. 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.

Результаты [ править ]

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 [ править ]

Карликовые галактики - это небольшие галактики, насчитывающие от сотен до нескольких миллиардов звезд. У многих больших галактик, включая нашу Галактику 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 так называемой проблеме пропавшего спутника . 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 косвенного обнаружения темной материи .

Результаты [ править ]

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 будут необходимы, чтобы подтвердить, являются ли эти кандидаты настоящими карликовыми галактиками или же звездными скоплениями в пределах Млечного Пути. По мере продолжения работы DES существует потенциал для еще многих открытий карликовых галактик.

Солнечная система [ править ]

ДеКам открыл несколько малых планет в ходе исследования Темной энергии . Он особенно хорошо подходит для поиска транснептуновых объектов (TNO), находящихся под большим углом наклона . ^[25] Процесс состоит из нескольких этапов. Во-первых, анализ изображений с широким полем позволяет выявлять временные объекты, обнаруженные путем вычитания изображения. ^[26] Затем 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 хорошее, значит, объект был найден и отправлен 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 приписывает открытие 9 пронумерованных малых планет, все из которых являются транснептуновыми объектами , либо «DeCam», либо «Dark Energy Survey». ^[1] Список не содержит ненумерованных малых планет, потенциально обнаруженных DeCam, поскольку кредиты на открытие даются только после нумерации тела, которая, в свою очередь, зависит от достаточно надежного определения орбиты.

Список обнаруженных малых планет [ править ]

Управление данными [ править ]

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.

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

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