El Interferómetro de Escala Angular de Grados ( DASI ) fue un telescopio instalado en la Estación Amundsen–Scott del Polo Sur de la Fundación Nacional de Ciencias de Estados Unidos en la Antártida . Era un interferómetro de 13 elementos que operaba entre 26 y 36 GHz ( banda Ka ) en diez bandas. El instrumento es similar en diseño al Cosmic Background Imager (CBI) y al Very Small Array (VSA). En 2001, el equipo DASI anunció las mediciones más detalladas de la temperatura, o espectro de potencia del fondo cósmico de microondas (CMB). Estos resultados contenían la primera detección del segundo y tercer pico acústico en el CMB, que eran evidencia importante para la teoría de la inflación . Este anuncio se realizó junto con el experimento BOOMERanG y MAXIMA . [1] En 2002, el equipo informó la primera detección de anisotropías de polarización en el CMB. [2]
En 2005, la montura DASI vacante se utilizó para el experimento QUaD , que era otro generador de imágenes CMB centrado en el espectro del modo E. [3] En 2010, la montura DASI se reutilizó nuevamente para el Keck Array , [4] que también mide la anisotropía de polarización del CMB.
El CMB se creó cuando el universo tenía unos 380.000 años de antigüedad, [5] cuando la niebla de plasma opaca que existía después del Big Bang comenzó a recombinarse en átomos de hidrógeno y permitió que los fotones viajaran libremente por el espacio. Esta radiación ha sido desplazada hacia el rojo por la expansión del universo y puede verse débilmente en la parte de microondas del espectro electromagnético . En 1992 se observó que hay anisotropías muy leves en la temperatura efectiva del CMB, [6] y el telescopio DASI fue equipado para medir con precisión estas anisotropías de temperatura y luego detectar la polarización; el primero en observar la polarización del CMB. La teoría ΛCDM (energía oscura y materia oscura fría), considerada como el modelo estándar de la cosmología, predijo la polarización del CMB debido a los efectos de dispersión de los primeros átomos en el universo. El líder del proyecto, John Carlstrom, dijo que si no se hubiera encontrado la polarización, los astrofísicos tendrían que rechazar todas sus interpretaciones de datos recientes. [7]
El telescopio DASI se instaló durante el verano austral de 1999-2000, en el interior de las dos torres del Observatorio Martin A. Pomerantz en la Estación Amundsen-Scott del Polo Sur, a 0,7 km del polo sur geográfico . [8] El sitio del polo sur es una ubicación excepcional para este tipo de telescopio debido a las condiciones atmosféricas extremadamente favorables. La gran altitud y la sequedad extrema significan que el aire es más fino y contiene mucho menos vapor de agua que en otros climas, lo cual es importante ya que el agua es un buen absorbente de la radiación de microondas y bloquea una parte de la señal del CMB. Además, el sol solo es visible durante seis meses del año, lo que elimina la necesidad de proteger el telescopio durante ese tiempo. [9]
Otros telescopios que han estado o están en la estación incluyen el Viper , el Python y el Telescopio del Polo Sur . [10] Consulte el artículo de la Estación del Polo Sur Amundsen-Scott para obtener una lista de los experimentos astrofísicos en el sitio.
El DASI era un interferómetro compacto formado por 13 pequeños elementos de telescopio en un patrón con tres líneas de simetría. Cada uno de los 13 telescopios tenía un cuerno corrugado con lente de 20 centímetros (7,9 pulgadas) , con una cubierta corrugada para reducir la diafonía entre las antenas. Cada uno de los telescopios tenía un amplificador de transistor de alta movilidad de electrones (HEMT) que funcionaba en las frecuencias de 26-36 GHz ( banda Ka ), enfriado criogénicamente a unos 10 K. Las temperaturas de ruido del receptor oscilaban entre 15 K y 26 K en el centro de la banda y 30 K en los bordes. La temperatura general del sistema alcanzó unos 26 K. [8] [9]
Para las observaciones de polarización, el telescopio fue reconfigurado durante el verano austral 2000-2001 con polarizadores acromáticos , lo que le proporcionó sensibilidad en los cuatro parámetros de Stokes . [11]
La montura del telescopio tenía un diseño de altitud-acimut (altazimut) , con un mecanismo de elevación de piñón y engranaje contrapesado, que le otorgaba una gran estabilidad al seguir y apuntar. La montura tenía una construcción de acero de caja pesada , que era necesaria para garantizar la estabilidad de la masa de 35.000 libras (16.000 kg) del telescopio. [8]
El telescopio fue diseñado para proporcionar los resultados más confiables posibles al minimizar cualquier factor que pudiera afectar las imágenes producidas, por ejemplo, la torre de 11 metros (36 pies) donde estaba situado el telescopio estaba aislada mecánicamente para evitar que las vibraciones del resto del edificio afectaran el equipo. [8] El telescopio estaba dentro de una gran cúpula invertida que servía como escudo de tierra para minimizar la radiación térmica interferente de la tierra. [9]
Para evitar la exposición humana a las temperaturas de -60 °C (-76 °F) del invierno antártico, había un dosel entre el telescopio y el escudo del suelo que creaba una cabina sellada que permitía el acceso por escalera a los instrumentos sin salir de la seguridad del edificio. [9]
El diseño del DASI era muy similar al del VSA y el CBI. El equipo electrónico detrás del CBI y el DASI eran en realidad idénticos, al igual que las frecuencias de 26 a 36 GHz en las que operaban. Sin embargo, el CBI estaba diseñado para escalas angulares más pequeñas, por lo que tenía una mayor resolución en un área más pequeña del cielo, y por eso tenía antenas de 0,9 m en lugar de las bocinas de 20 cm del DASI. [12] El VSA también era similar en concepto y operaba a la misma frecuencia, pero operaba a resoluciones angulares más pequeñas de 0,2 a 3°. [13]
El proyecto fue financiado por la oficina de programas polares de la Fundación Nacional de Ciencias (NSF), primero a través del Centro de Investigación Astrofísica en la Antártida y luego directamente a través de la oficina. También recibió el apoyo del Centro de Física Cosmológica de Chicago. [14]
DASI realizó sus primeras observaciones durante 97 días durante el invierno austral de 2000, midiendo las anisotropías de temperatura del CMB en 32 áreas circulares aproximadamente adyacentes del cielo, cada una de 3,4° de diámetro. Estas observaciones fueron muy sensibles, normalmente con una precisión rms de 10 μK. Después de otra serie de mediciones en 2001, el equipo informó los resultados de las primeras mediciones del segundo y tercer pico acústico en el espectro de potencia del CMB, [8] [15] [16] el primero había sido descubierto por experimentos anteriores MAT/TOCO , BOOMERanG y MAXIMA. [17] Los cortes de los datos de DASI se realizaron con una estricta prueba de "navaja" que eliminaba los datos que se reunían cuando se excedían ciertos parámetros, por ejemplo, si el sol salía más de 5° sobre el horizonte, o había un gran desfase o ruido excesivo en los datos que sugería un fallo de hardware. Esta es una práctica estándar que sacrifica cierta precisión a cambio de una mayor confiabilidad. [11]
En diciembre de 2002, el equipo DASI informó del descubrimiento de anisotropías de polarización en el CMB. Esto se produjo tras 2 años y 271 días de observaciones de dos de las áreas anteriores de 3,4° de diámetro del FWHM . Se redujeron 22 días de datos. [2] [11]
El experimento continuó durante el invierno austral de 2003 y los nuevos datos confirmaron las conclusiones de los dos años anteriores. [18]
El descubrimiento en 2001 de los picos acústicos 2.º y 3.º en el CMB fue una prueba importante de la teoría de la inflación de la expansión del universo . Según la teoría, los picos acústicos son causados por las oscilaciones de la materia durante el Big Bang , que deberían ser medibles como una frecuencia o tono principal, con una serie de sobretonos o armónicos. El primer pico acústico representa el tono principal, y los picos 2.º y 3.º descubiertos por DASI representan el 2.º y 3.º armónicos. Estas lecturas también se pueden utilizar para medir la densidad bariónica del universo primitivo, [16] y estas mediciones proporcionaron evidencia de la existencia de materia oscura y energía oscura. [1] Esto se ha convertido desde entonces en el Modelo Estándar de Cosmología ΛCDM.
A partir de los resultados de polarización más recientes, los científicos pudieron tener una "alta confianza" en la presencia de modos E en el CMB, lo que se sumó a la evidencia que respalda el Modelo Estándar de Cosmología ΛCDM; los datos también son útiles para comprender la distribución de masa del universo primitivo. Las anisotropías de temperatura revelaron la existencia de formaciones de materia en el universo primitivo, y la polarización reveló cómo se movían estas formaciones. [7] También se pensó que los avances en la técnica interferométrica logrados por este proyecto serían útiles para proyectos futuros que buscaran descubrir modos B como evidencia de ondas gravitacionales . Sin embargo, el DASI no era lo suficientemente grande como para ser útil en la búsqueda de modos B y, habiendo logrado lo que había sido diseñado para, fue desmantelado. [18]