El Telescopio del Polo Sur ( SPT ) es un telescopio de 10 metros (390 pulgadas) de diámetro ubicado en la Estación del Polo Sur Amundsen-Scott , en la Antártida. El telescopio está diseñado para observaciones en las regiones de microondas , ondas milimétricas y submilimétricas del espectro electromagnético , con el objetivo de diseño particular de medir la emisión tenue y difusa del fondo cósmico de microondas (CMB). [5] Los resultados clave incluyen un estudio amplio y profundo para descubrir cientos de cúmulos de galaxias utilizando el efecto Sunyaev-Zel'dovich , un estudio sensible del espectro de potencia CMB de 5 minutos de arco y la primera detección de CMB polarizado en modo B.
El primer estudio importante con el SPT, diseñado para encontrar cúmulos de galaxias masivos y distantes a través de su interacción con el CMB, con el objetivo de limitar la ecuación de estado de la energía oscura , se completó en octubre de 2011. A principios de 2012, una nueva cámara (SPTpol) se instaló en el SPT con una sensibilidad aún mayor y la capacidad de medir la polarización de la luz entrante. Esta cámara funcionó entre 2012 y 2016 y se utilizó para crear mapas de alta resolución con una profundidad sin precedentes de cientos de grados cuadrados del cielo del sur. En 2017, se instaló en el telescopio la cámara SPT-3G de tercera generación, que proporcionó un aumento de casi un orden de magnitud en los detectores en el plano focal. [6]
La colaboración del SPT está formada por más de una docena de instituciones (en su mayoría norteamericanas), entre ellas la Universidad de Chicago , la Universidad de California, Berkeley , la Universidad Case Western Reserve , el Observatorio Astrofísico Harvard / Smithsonian , la Universidad de Colorado Boulder , la Universidad McGill , Universidad Estatal de Michigan , Universidad de Illinois en Urbana-Champaign , Universidad de California en Davis , Universidad Ludwig Maximilian de Múnich , Laboratorio Nacional Argonne y Laboratorio del Acelerador Nacional Fermi. Está financiado por la Fundación Nacional de Ciencias y el Departamento de Energía . [ cita necesaria ]
La región del Polo Sur es el principal sitio de observación del mundo para observaciones en longitudes de onda milimétricas. La gran altitud del Polo de 2,8 km (2800 m ; 1,7 millas ; 9200 pies ) sobre el nivel del mar significa que la atmósfera es delgada y el frío extremo mantiene baja la cantidad de vapor de agua en el aire. [7] Esto es particularmente importante para observar en longitudes de onda milimétricas, donde las señales entrantes pueden ser absorbidas por el vapor de agua y donde el vapor de agua emite radiación que puede confundirse con señales astronómicas. Dado que el sol no sale ni se pone diariamente, la atmósfera en el polo es particularmente estable. Además, no existen interferencias del sol en el rango milimétrico durante los meses de noche polar . [ cita necesaria ]
El telescopio es un telescopio gregoriano fuera de eje de 10 metros (394 pulgadas) de diámetro en una montura altazimutal (en los polos, una montura altazimutal es efectivamente idéntica a una montura ecuatorial ). Fue diseñado para permitir un gran campo de visión (más de 1 grado cuadrado) y al mismo tiempo minimizar las incertidumbres sistemáticas derivadas del desbordamiento del suelo y la dispersión de la óptica del telescopio. La superficie del espejo del telescopio es lisa hasta aproximadamente 25 micrómetros (0,025 mm ; 0,98 mil ), o alrededor de una milésima de pulgada (es decir, un mil ), lo que permite observaciones de longitud de onda submilimétrica. Una ventaja clave de la estrategia de observación SPT es que se escanea todo el telescopio, por lo que el haz no se mueve en relación con los espejos del telescopio. El rápido escaneo del telescopio y su gran campo de visión hacen que el SPT sea eficiente en el estudio de grandes áreas del cielo, lo cual es necesario para lograr los objetivos científicos del estudio de cúmulos del SPT y las mediciones de polarización del CMB. [5] [8]
La primera cámara instalada en el SPT contenía un conjunto de bolómetros de 960 elementos de sensores de borde de transición superconductores (TES), lo que la convirtió en uno de los conjuntos de bolómetros TES más grandes jamás construidos. El plano focal de esta cámara (conocida como cámara SPT-SZ porque fue diseñada para realizar un estudio de cúmulos de galaxias a través de su firma del efecto Sunyaev-Zel'dovich ) se dividió en seis cuñas en forma de pastel, cada una con 160 detectores. Estas cuñas se observaron en tres frecuencias diferentes: 95 GHz, 150 GHz y 220 GHz. La modularidad del plano focal permitió dividirlo en muchas configuraciones de frecuencia diferentes. Durante la mayor parte de la vida útil de la cámara, el plano focal SPT-SZ tuvo una cuña a 95 GHz, cuatro a 150 GHz y una a 220 GHz. La cámara SPT-SZ se utilizó principalmente para realizar un estudio de 2500 grados cuadrados del cielo del sur (de 20 a 7 horas en ascensión recta, de -65 a -40 días) con un nivel de ruido de aproximadamente 15 microkelvin en 1 minuto de arco. píxel a 150 GHz. [ cita necesaria ]
La segunda cámara instalada en el SPT, también diseñada con matrices TES superconductoras, era incluso más sensible que la cámara SPT-SZ y, lo que es más importante, tenía la capacidad de medir la polarización de la luz entrante (de ahí el nombre SPTpol – POLarimetro del Telescopio del Polo Sur). ). Los 780 píxeles sensibles a la polarización (cada uno con dos bolómetros TES separados, uno sensible a cada polarización lineal) se dividieron entre frecuencias de observación de 90 GHz y 150 GHz, y los píxeles en las dos frecuencias están diseñados con diferentes arquitecturas de detectores. Los píxeles de 150 GHz eran polarímetros TES acoplados con bocina de alimentación corrugada fabricados en matrices monolíticas en el Instituto Nacional de Estándares y Tecnología. Los píxeles de 90 GHz eran polarímetros acoplados a absorbentes de polarización dual empaquetados individualmente desarrollados en el Laboratorio Nacional Argonne. Los píxeles de 90 GHz se acoplaron a la óptica del telescopio a través de bocinas de alimentación contorneadas maquinadas individualmente. [ cita necesaria ]
El primer año de observación de SPTpol se utilizó para estudiar un campo de 100 grados cuadrados centrado en la declinación RA 23h30m −55d. Los siguientes cuatro años se dedicaron principalmente a inspeccionar una región de 500 grados cuadrados de la cual los 100 grados cuadrados originales son un subconjunto. Estos son actualmente los mapas de alta resolución más profundos del cielo de ondas milimétricas en más de unos pocos grados cuadrados, con un nivel de ruido a 150 GHz de alrededor de 5 micro-Kelvin-minuto de arco y una raíz cuadrada de dos más profundo en los 100 grados cuadrados. campo. [ cita necesaria ]
En enero de 2017, se instaló en el SPT la cámara SPT-3G de tercera generación. Aprovechando una combinación de mejoras en el sistema óptico (que proporciona un campo de visión significativamente mayor limitado por difracción) y nueva tecnología de detectores (que permite detectores en múltiples bandas de observación en un solo píxel), el conjunto de detectores SPT-3G contiene más de diez veces más sensores que SPTpol, lo que se traduce casi directamente en un aumento diez veces mayor en la velocidad con la que el telescopio y la cámara pueden mapear una porción del cielo con un nivel de ruido determinado. La cámara consta de más de 16.000 detectores, divididos equitativamente entre 90, 150 y 220 GHz. [ cita necesaria ]
En 2018, se inició una nueva encuesta utilizando la cámara SPT-3G. Este estudio debía cubrir 1500 grados cuadrados a una profundidad de <3 micro-Kelvin-arcominuto a 150 GHz. Significativamente, este campo se superpone completamente con el campo de observación BICEP Array , lo que permite análisis conjuntos de datos SPT y BICEP que ofrecerán limitaciones significativamente mejores sobre una señal potencial de ondas gravitacionales primordiales que las que cualquiera de los instrumentos puede proporcionar por sí solo. [ cita necesaria ]
El primer proyecto clave del SPT, completado en octubre de 2011, fue un estudio de 2.500 grados cuadrados para buscar cúmulos de galaxias utilizando el efecto Sunyaev-Zel'dovich , una distorsión de la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) debido a las interacciones entre Fotones CMB y el medio intracluster en cúmulos de galaxias. El estudio ha encontrado cientos de cúmulos de galaxias en un rango de desplazamiento al rojo extremadamente amplio. [9] [10] [11] [12] [13] [14] [15] Cuando se combina con corrimientos al rojo precisos y estimaciones de masa para los cúmulos, este estudio impondrá restricciones interesantes a la ecuación de estado de la energía oscura . [10] [16] Los datos del estudio SPT-SZ también se han utilizado para realizar las mediciones existentes más sensibles del espectro de potencia CMB en escalas angulares menores que aproximadamente 5 minutos de arco (número multipolar mayor que 2000) [17] [18] y descubrir una población de galaxias distantes, polvorientas y formadoras de estrellas, con lentes gravitacionales. [19]
Los datos de la cámara SPTpol se utilizaron para realizar varias mediciones innovadoras, incluida la primera detección del llamado componente "modo B" o "curl" del CMB polarizado. [20] Esta señal en modo B se genera a pequeñas escalas angulares por la lente gravitacional de la señal de polarización primordial "modo E" mucho más grande (generada por perturbaciones de densidad escalar en el momento en que se emitió el CMB) [21] y en general escalas angulares por la interacción del CMB con un fondo de ondas gravitacionales producidas durante la época de inflación. [22] Las mediciones de la señal en modo B a gran escala tienen el potencial de limitar la escala de energía de la inflación, probando así la física del universo en los tiempos más tempranos y en las escalas de energía más altas imaginables, pero estas mediciones están limitadas por la contaminación del Modos de lente B. Utilizando el componente de modo E más grande de la polarización y las mediciones del potencial de lente CMB, se puede hacer una estimación de los modos de lente B y usarla para limpiar las mediciones a gran escala. Esta reducción del modo B se demostró por primera vez utilizando datos de SPTpol. [23] Los datos de SPTpol también se han utilizado para realizar las mediciones más precisas del espectro de potencia en modo E y del espectro de correlación temperatura-modo E del CMB [24] y para realizar mapas de alta relación señal-ruido de la proyección. densidad de materia mediante reconstrucciones del potencial de lente CMB. [ cita necesaria ]
El estudio SPT-3G, de 1.500 grados cuadrados, se utilizará para lograr múltiples objetivos científicos, incluidas limitaciones sin precedentes en un contexto de ondas gravitacionales primordiales. Análisis conjunto de la polarización en modo B con el conjunto BICEP , una muestra única de cúmulos de galaxias distantes para estudios cosmológicos. y estudios de evolución de cúmulos, y limitaciones de la física fundamental, como la masa de los neutrinos y la existencia de partículas reliquias ligeras en el Universo temprano. [ cita necesaria ]
El Telescopio Cosmológico de Atacama tiene objetivos científicos similares, pero complementarios. [ cita necesaria ]
El Telescopio del Polo Sur está financiado a través de la Oficina de Programas Polares de la Fundación Nacional de Ciencias y el Departamento de Energía de los Estados Unidos , con apoyo adicional de la Fundación Kavli y la Fundación Gordon y Betty Moore . La financiación para los instrumentos y operaciones de SPTpol y SPT-3G también proviene de la Oficina de Ciencias, Oficina de Física de Altas Energías del Departamento de Energía de los Estados Unidos. [ cita necesaria ]
El 16 de febrero de 2007 , el Telescopio del Polo Sur logró su primera luz. Las observaciones científicas formales comenzaron en marzo de 2007. Las observaciones de puesta en servicio y un pequeño estudio inicial se completaron durante el invierno austral de 2007 con los invernantes Stephen Padin y Zak Staniszewski a la cabeza. [ cita necesaria ]
En 2008, se completaron campos de estudio más grandes con los invernantes Keith Vanderlinde y Dana Hrubes, [ cita necesaria ] y en 2009 con los invernantes Erik Shirokoff y Ross Williamson. [ cita necesaria ]
En diciembre de 2009, la cámara se actualizó nuevamente para la temporada de observación de 2010. El estudio SPT-SZ completo de 2500 grados cuadrados se completó durante las temporadas de observación de 2010 y 2011 con los invernantes Dana Hrubes y Daniel Luong-Van. [ cita necesaria ]
La primera luz (la primera observación) con la cámara SPTpol se logró el 27 de enero de 2012. Durante la primera temporada de observaciones, el equipo de invernada, Cynthia Chiang y Nicholas Huang, tomaron datos en un campo de estudio de 100 grados cuadrados. Los invernantes de 2013, Dana Hrubes y Jason Gallicchio, inspeccionaron un campo más grande como parte del estudio completo de SPTpol. Esta encuesta más amplia fue completada por los invernantes de 2014, Robert Citron y Nicholas Huang, los de invernada de 2015, Charlie Sievers y Todd Veach, y los de invernada de 2016, Christine Corbett Moran y Amy Lowitz. El primer invierno de observación del SPT-3G estuvo a cargo de los invernantes Daniel Michalik y Andrew Nadolski. Adam Jones y Joshua Montgomery siguieron en 2018, con Douglas Howe y David Riebel invernando en 2019, Geoff Chen y Allen Foster en 2020, Sasha Rahlin y Matt Young en 2021, Aman Chokshi y Allen Foster en 2022, y Kyle Ferguson y Alex Pollak en 2023. [25]
