Encuesta sobre energía oscura

Proyecto para medir la expansión del universo

El Dark Energy Survey ( DES ) es un estudio astronómico diseñado para delimitar las propiedades de la energía oscura . Utiliza imágenes tomadas en el ultravioleta cercano , visible e infrarrojo cercano para medir la expansión del universo utilizando supernovas de tipo Ia , oscilaciones acústicas bariónicas , el número de cúmulos de galaxias y lentes gravitacionales débiles . ^[1] La colaboración está compuesta por instituciones de investigación y universidades de Estados Unidos, ^[2] Australia, Brasil, ^[3] el Reino Unido, Alemania, España y Suiza. La colaboración se divide en varios grupos de trabajo científicos. El director del DES es Josh Frieman . ^[4]

El DES comenzó desarrollando y construyendo la Cámara de Energía Oscura (DECam), un instrumento diseñado específicamente para el estudio. ^[5] Esta cámara tiene un amplio campo de visión y una alta sensibilidad, particularmente en la parte roja del espectro visible y en el infrarrojo cercano. ^[6] Las observaciones se realizaron con la DECam montada en el Telescopio Víctor M. Blanco de 4 metros , ubicado en el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo (CTIO) en Chile. ^[6] Las sesiones de observación se llevaron a cabo entre 2013 y 2019; a partir de 2021, ^[update]la colaboración DES ha publicado los resultados de los primeros tres años del estudio. ^[7]

DECam

Un cielo lleno de galaxias. ^[8]

DECam , abreviatura de Dark Energy Camera , es una cámara de gran tamaño diseñada para reemplazar la cámara de enfoque principal anterior del telescopio Victor M. Blanco. La cámara consta de tres componentes principales: mecánica, óptica y CCD .

Mecánica

La mecánica de la cámara consiste en un cambiador de filtros con capacidad para 8 filtros y un obturador. También hay un cilindro óptico que soporta 5 lentes correctoras, la mayor de las cuales tiene 98 cm de diámetro. Estos componentes están unidos al plano focal del CCD que se enfría a 173 K (−148 °F; −100 °C) con nitrógeno líquido para reducir el ruido térmico en los CCD. El plano focal también se mantiene en un vacío extremadamente bajo de 0,00013 pascales (1,3 × 10 ⁻⁹  atm) para evitar la formación de condensación en los sensores. La cámara completa con lentes, filtros y CCD pesa aproximadamente 4 toneladas. Cuando se monta en el foco principal, se apoya en un sistema hexápodo que permite el ajuste focal en tiempo real. ^[9]

Óptica

La cámara está equipada con filtros u, g, r, i, z e Y que abarcan aproximadamente de 340 a 1070 nm, ^[10] similares a los utilizados en el Sloan Digital Sky Survey (SDSS) . Esto permite a DES obtener mediciones fotométricas de corrimiento al rojo a z≈1. DECam también contiene cinco lentes que actúan como óptica correctora para extender el campo de visión del telescopio a un diámetro de 2,2°, uno de los campos de visión más amplios disponibles para imágenes ópticas e infrarrojas basadas en tierra. ^[6] Una diferencia significativa entre los dispositivos acoplados a carga (CCD) anteriores en el telescopio Victor M. Blanco y DECam es la eficiencia cuántica mejorada en las longitudes de onda roja e infrarroja cercana. ^{[11] [9]}

CCD

La exposición número 1 millón de la Dark Energy Camera. La exposición número 1 millón se ha combinado con 127 exposiciones anteriores para crear esta imagen del campo.

El conjunto de sensores científicos de DECam es un conjunto de 62 CCD retroiluminados de 2048×4096 píxeles que suman 520 megapíxeles; se utilizan 12 CCD adicionales de 2048×2048 píxeles (50 Mpx) para guiar el telescopio, controlar el enfoque y la alineación. El plano focal completo de DECam contiene 570 megapíxeles. Los CCD para DECam utilizan silicio de alta resistividad fabricado por Dalsa y LBNL con píxeles de 15×15 micrones. En comparación, el CCD retroiluminado de OmniVision Technologies que se utilizó en el iPhone 4 tiene un píxel de 1,75×1,75 micrones con 5 megapíxeles. Los píxeles más grandes permiten que DECam recoja más luz por píxel, lo que mejora la sensibilidad a la poca luz, lo que es deseable para un instrumento astronómico. Los CCD de DECam también tienen una profundidad de cristal de 250 micrones; esto es significativamente mayor que la mayoría de los CCD de consumo. La profundidad adicional del cristal aumenta la longitud del camino recorrido por los fotones que entran. Esto, a su vez, aumenta la probabilidad de interacción y permite que los CCD tengan una mayor sensibilidad a los fotones de menor energía, ampliando el rango de longitud de onda a 1050 nm. Científicamente, esto es importante porque permite buscar objetos con un mayor corrimiento al rojo, lo que aumenta la potencia estadística en los estudios mencionados anteriormente. Cuando se coloca en el plano focal del telescopio, cada píxel tiene un ancho de 0,27″ en el cielo, lo que da como resultado un campo de visión total de 3 grados cuadrados. ^[12]

Encuesta

DES fotografió 5.000 grados cuadrados del cielo austral en una zona que se superpone con el South Pole Telescope y Stripe 82 (evitando en gran parte la Vía Láctea). El estudio tardó 758 noches de observación repartidas en seis sesiones anuales entre agosto y febrero para completarse, cubriendo la zona de estudio diez veces en cinco bandas fotométricas ( g , r, i, z e Y ). ^[13] El estudio alcanzó una profundidad de magnitud 24 en la banda i en toda el área de estudio. Se realizaron tiempos de exposición más largos y una cadencia de observación más rápida en cinco parches más pequeños que totalizan 30 grados cuadrados para buscar supernovas. ^[14]

La primera luz se logró el 12 de septiembre de 2012; ^[15] después de un período de verificación y prueba, las observaciones científicas comenzaron en agosto de 2013. ^[16] La última sesión de observación se completó el 9 de enero de 2019. ^[13]

Otras encuestas que utilizan DECam

Después de completar el Dark Energy Survey, la Dark Energy Camera se utilizó para otros estudios del cielo:

• El estudio Dark Energy Camera Legacy Survey (DECaLS) cubre el cielo por debajo de los 32° de declinación , sin incluir la Vía Láctea. Este estudio cubre más de 9000 grados cuadrados. ^{[17] [18]}
• Los estudios de imágenes de legado de DESI (Legacy Surveys), a partir de la publicación de datos 10, incluyen DECaLS, BASS y MzLS. También incorporan datos adicionales de DECam, lo que significa que cubren casi todo el cielo extragaláctico del sur, incluidas partes de las Nubes de Magallanes . El propósito de los estudios de legado es encontrar objetivos para el instrumento espectroscópico de energía oscura . ^{[18] [19]}
• El Dark Energy Camera Plane Survey (DECaPS) cubre la Vía Láctea en el cielo del sur. ^[20]

Imagen simulada del conjunto de CCD de DECam en el plano focal. Cada rectángulo grande es un CCD individual. El rectángulo verde rodeado de rojo en la esquina superior izquierda muestra el tamaño del CCD de la cámara del iPhone 4 a la misma escala.

Observando

La huella del estudio de área amplia en el cielo (región coloreada) en coordenadas celestes; la curva discontinua muestra la ubicación aproximada del disco de la Vía Láctea en estas coordenadas.

Cada año, desde agosto hasta febrero, los observadores se alojarán en dormitorios en la montaña. Durante un período de trabajo de una semana, los observadores dormirán durante el día y utilizarán el telescopio y la cámara por la noche. Algunos miembros del DES trabajarán en la consola del telescopio para supervisar las operaciones, mientras que otros supervisarán las operaciones de la cámara y el procesamiento de datos.

Para las observaciones de la huella de área amplia, DES tarda aproximadamente dos minutos en tomar cada nueva imagen: las exposiciones suelen durar 90 segundos, con otros 30 segundos para leer los datos de la cámara y girar el telescopio para apuntar al siguiente objetivo. A pesar de las restricciones en cada exposición, el equipo también debe considerar diferentes condiciones del cielo para las observaciones, como la luz de la luna y la nubosidad.

Para obtener mejores imágenes, el equipo del DES utiliza un algoritmo informático llamado "Observing Tactician" (ObsTac) para ayudar a secuenciar las observaciones. Este algoritmo optimiza diferentes factores, como la fecha y la hora, las condiciones meteorológicas y la posición de la luna. ObsTac apunta automáticamente el telescopio en la mejor dirección y selecciona la exposición, utilizando el mejor filtro de luz. También decide si tomar una imagen de estudio de área amplia o de dominio temporal, dependiendo de si la exposición también se utilizará o no para búsquedas de supernovas. ^[21]

Resultados

Cosmología

Restricciones en una medida de la aglomeración de la distribución de materia (S8) y la densidad fraccionaria del Universo en materia (Ωm) a partir de las 3 mediciones combinadas de DES Y1 (azul), las mediciones de Planck CMB (verde) y su combinación (rojo).

El Dark Energy Group publicó varios artículos en los que presentaba sus resultados en materia de cosmología . La mayoría de estos resultados provienen de sus datos del primer y tercer año. Sus resultados en materia de cosmología se obtuvieron con una metodología multisonda que combina principalmente datos de lentes de galaxia a galaxia, diferentes formas de lentes débiles , cizalladura cósmica, agrupamiento de galaxias y un conjunto de datos fotométricos.

Para los datos del primer año recopilados por DES, Dark Energy Survey Group mostró los resultados de las restricciones cosmológicas de los resultados de agrupamiento de galaxias y de lente débil y de la medición de cizalladura cósmica. Con los resultados de agrupamiento de galaxias y lente débil, y para ΛCDM , , y con límites de confianza del 68 % para ωCMD. ^[22] Al combinar las mediciones más significativas de cizalladura cósmica en un estudio de galaxias, Dark Energy Survey Group mostró que con límites de confianza del 68 % y para ΛCDM con . ^[23] Otros análisis cosmológicos de los datos del primer año mostraron una derivación y validación de las estimaciones de la distribución del corrimiento al rojo y sus incertidumbres para las galaxias utilizadas como fuentes de lente débil. ^[24] El equipo de DES también publicó un artículo que resume todo el conjunto de datos fotométricos para cosmología para sus datos del primer año. ^[25] ${\displaystyle S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}}$ ${\displaystyle \Omega _{m}=0.267_{-0.017}^{+0.030}}$ ${\displaystyle S_{8}=0.782_{-0.024}^{+0.036}}$ ${\displaystyle \Omega _{m}=0.284_{-0.030}^{+0.033}}$ ${\displaystyle \omega =-0.82_{-0.20}^{+0.21}}$ ${\displaystyle \sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}}$ ${\displaystyle \sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.777_{-0.038}^{+0.036}}$ ${\displaystyle \omega =-0.95_{-0.36}^{+0.33}}$

Para los datos del tercer año recopilados por DES, actualizaron las restricciones cosmológicas a para el modelo ΛCDM con las nuevas mediciones de cizalladura cósmica. ^[26] A partir de los datos del tercer año de los resultados de agrupamiento de galaxias y lente débil, DES actualizó las restricciones cosmológicas a y en ΛCDM con límites de confianza del 68 %, y en ωCDM con límites de confianza del 68 %. ^[27] De manera similar, el equipo de DES publicó sus observaciones del tercer año para el conjunto de datos fotométricos para cosmología que comprende casi 5000 deg2 de imágenes grizY en el casquete galáctico sur, incluidos casi 390 millones de objetos, con una profundidad que alcanza S/N ~ 10 para objetos extendidos hasta ~ 23,0, y uniformidad fotométrica en la parte superior de la atmósfera < 3 mmag. ^[28] ${\displaystyle \sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.759_{-0.025}^{+0.023}}$ ${\displaystyle S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}}$ ${\displaystyle \Omega _{m}=0.339_{-0.031}^{+0.032}}$ ${\displaystyle S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}}$ ${\displaystyle \Omega _{m}=0.352_{-0.041}^{+0.035}}$ ${\displaystyle \omega =-0.98_{-0.20}^{+0.32}}$ ${\displaystyle i_{AB}}$

Efecto de lente débil

Mapa de materia oscura de DES 2021 ^{[29] [30]} que utiliza un conjunto de datos de lente gravitacional débil proyectados en el primer plano de las galaxias observadas.

El efecto de lente débil se midió estadísticamente midiendo la función de correlación de cizallamiento-cizallamiento , una función de dos puntos, o su Transformada de Fourier , el espectro de potencia de cizallamiento . ^[31] En abril de 2015, el Dark Energy Survey publicó mapas de masa utilizando mediciones de cizallamiento cósmico de alrededor de 2 millones de galaxias a partir de los datos de verificación científica entre agosto de 2012 y febrero de 2013. ^[32] En 2021, se utilizó el efecto de lente débil para mapear la materia oscura en una región del cielo del hemisferio sur, ^{[29] [30]} en 2022 junto con datos de agrupamiento de galaxias para dar nuevas restricciones cosmológicas. ^{[33] [34]} y en 2023 con datos del telescopio Planck y el telescopio del Polo Sur para dar una vez más restricciones mejoradas. ^{[35] [36] [37] [38]}

Otra parte importante del resultado del efecto de lente débil es calibrar el corrimiento al rojo de las galaxias fuente. En diciembre de 2020 y junio de 2021, el equipo DES publicó dos artículos que mostraban sus resultados sobre el uso del efecto de lente débil para calibrar el corrimiento al rojo de las galaxias fuente con el fin de mapear el campo de densidad de materia con efecto de lente gravitacional. ^{[39] [40]}

Ondas gravitacionales

Después de que LIGO detectara la primera señal de onda gravitacional de GW170817, ^[41] DES realizó observaciones de seguimiento de GW170817 utilizando DECam. Con el descubrimiento independiente de DECam de la fuente óptica, el equipo de DES estableció su asociación con GW170817 al demostrar que ninguna de las otras 1500 fuentes encontradas dentro de la región de localización del evento podría estar asociada plausiblemente con el evento. El equipo de DES monitoreó la fuente durante más de dos semanas y proporcionó los datos de la curva de luz como un archivo legible por máquina. A partir del conjunto de datos de observación, DES concluyó que la contraparte óptica que habían identificado cerca de NGC 4993 está asociada con GW170817. Este descubrimiento marca el comienzo de la era de la astronomía de múltiples mensajeros con ondas gravitacionales y demuestra el poder de DECam para identificar las contrapartes ópticas de las fuentes de ondas gravitacionales. ^[42]

Galaxias enanas

La galaxia espiral NGC 895 fotografiada por DES

En marzo de 2015, dos equipos publicaron sus descubrimientos de varios nuevos candidatos potenciales a galaxias enanas encontrados en los datos DES del año 1. ^[43] En agosto de 2015, el equipo Dark Energy Survey anunció el descubrimiento de ocho candidatos adicionales en los datos DES del año 2. ^[44] Más tarde, el equipo Dark Energy Survey encontró más galaxias enanas. Con más resultados de galaxias enanas, el equipo pudo analizar en profundidad más propiedades de la galaxia enana detectada, como la abundancia química, ^[45] la estructura de la población estelar, ^[46] y la cinemática estelar y las metalicidades. ^[47] En febrero de 2019, el equipo también descubrió un sexto cúmulo de estrellas en la galaxia esferoidal enana Fornax ^[48] y una galaxia enana ultradébil perturbada por mareas. ^[49]

Oscilaciones acústicas bariónicas

La firma de las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) se puede observar en la distribución de trazadores del campo de densidad de materia y se puede utilizar para medir la historia de expansión del Universo. Las BAO también se pueden medir utilizando datos puramente fotométricos, aunque con menor significancia. ^[50] Las muestras de observación del equipo DES consisten en 7 millones de galaxias distribuidas sobre una huella de 4100 grados ² con 0,6 < z _foto < 1,1 y una incertidumbre típica de corrimiento al rojo de 0,03 (1 + z). ^[51] A partir de sus estadísticas, combinan las probabilidades derivadas de correlaciones angulares y armónicos esféricos para restringir la relación de la distancia de diámetro angular comóvil en el corrimiento al rojo efectivo de nuestra muestra a la escala del horizonte de sonido en la época de arrastre. ^[52] ${\displaystyle D_{m}(Z_{e}ff=0.835)/r_{d}=18.92\pm 0.51}$

El remanente de supernova G299.2-2.9

Observaciones de supernovas de tipo Ia

En mayo de 2019, el equipo de Dark Energy Survey publicó sus primeros resultados cosmológicos utilizando supernovas de tipo Ia . Los datos de supernovas fueron de DES-SN3YR. El equipo de Dark Energy Survey encontró Ωm = 0,331 ± 0,038 con un modelo ΛCDM plano y Ωm = 0,321 ± 0,018, w = −0,978 ± 0,059 con un modelo wCDM plano. ^[53] Analizando los mismos datos de DES-SN3YR, también encontraron una nueva constante de Hubble actual , . ^[54] Este resultado tiene un excelente acuerdo con la medición de la constante de Hubble de Planck Satellite Collaboration en 2018. ^[55] En junio de 2019, el equipo de DES publicó un artículo de seguimiento en el que se discutían las incertidumbres sistemáticas y la validación del uso de las supernovas para medir los resultados cosmológicos mencionados anteriormente. ^[56] El equipo también publicó sus datos de curva de luz y de proceso fotométrico en otro artículo publicado el mismo mes. ^[57] ${\displaystyle H_{0}=67.1\pm 1.3\,\mathrm {km\,s^{-1}\,Mpc^{-1}} }$

Planetas menores

DeCam descubrió varios planetas menores durante el estudio The Dark Energy Survey , incluidos objetos transneptunianos (TNO) de alta inclinación . ^[58]

El MPC ha asignado el código IAU W84 a las observaciones de DeCam de cuerpos pequeños del Sistema Solar. A partir de octubre de 2019, el MPC atribuye de manera inconsistente el descubrimiento de nueve planetas menores numerados, todos ellos objetos transneptunianos , a "DeCam" o "Dark Energy Survey". ^[68] La lista no contiene ningún planeta menor no numerado potencialmente descubierto por DeCam, ya que los créditos de descubrimiento solo se otorgan según la numeración de un cuerpo, que a su vez depende de una determinación de órbita suficientemente segura.

Galería

• 
  Imagen de campo profundo del Dark Energy Survey

  ^[69]
• 
  La gran galaxia espiral en el centro de esta imagen está aproximadamente a 385 millones de años luz de la Tierra.
• 
  Los tres grandes objetos en esta imagen captados por la Cámara de Energía Oscura son galaxias del cercano cúmulo Fornax, a aproximadamente 65 millones de años luz de la Tierra.
• 
  Estudio de la energía oscura: galaxia NGC 1398

Véase también

• Encuesta sobre la evolución cósmica

Referencias

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Enlaces externos

• Sitio web de Dark Energy Survey
• Programa científico de investigación de la energía oscura (PDF)
• Gestión de datos de la encuesta sobre energía oscura
• Cámara de energía oscura (DECam) Archivado el 18 de octubre de 2017 en Wayback Machine
• Biron, Lauren (4 de octubre de 2022). "15 fotografías espectaculares de la cámara de energía oscura". revista symmetry .