El Telescopio del Polo Sur ( SPT ) es un telescopio de 10 metros (390 pulgadas) de diámetro ubicado en la Estación Amundsen–Scott del Polo Sur , en la Antártida. El telescopio está diseñado para observaciones en las regiones de microondas , ondas milimétricas y ondas submilimétricas del espectro electromagnético , con el objetivo particular de diseño de medir la emisión débil 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 del CMB de 5 minutos de arco y la primera detección del CMB polarizado en modo B.
El primer estudio importante con el SPT, diseñado para encontrar cúmulos de galaxias distantes y masivos 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, se instaló una nueva cámara (SPTpol) 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 realizar mapas de alta resolución y profundidad sin precedentes de cientos de grados cuadrados del cielo austral. En 2017, se instaló en el telescopio la cámara de tercera generación SPT-3G, lo que proporcionó un aumento de casi un orden de magnitud en los detectores en el plano focal. [6]
La colaboración SPT está formada por más de una docena de instituciones (en su mayoría norteamericanas), entre las que se incluyen la Universidad de Chicago , la Universidad de California en Berkeley , la Universidad Case Western Reserve , el Observatorio Astrofísico Harvard / Smithsonian , la Universidad de Colorado en Boulder , la Universidad McGill , la Universidad Estatal de Michigan , la Universidad de Illinois en Urbana-Champaign , la Universidad de California en Davis , la Universidad Ludwig Maximilian de Múnich , el Laboratorio Nacional Argonne y el Laboratorio Nacional del Acelerador Fermi. Está financiada por la Fundación Nacional de la Ciencia y el Departamento de Energía . [ cita requerida ]
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 (2.800 m ; 1,7 mi ; 9.200 ft ) 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 la observación 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 y se pone diariamente, la atmósfera en el polo es particularmente estable. Además, no existe interferencia del sol en el rango milimétrico durante los meses de noche polar . [ cita requerida ]
El telescopio es un telescopio gregoriano descentrado de 10 metros (394 pulgadas) de diámetro con montura altacimutal (en los polos, una montura altacimutal es prácticamente idéntica a una montura ecuatorial ). Fue diseñado para permitir un gran campo de visión (más de 1 grado cuadrado) al tiempo que minimiza las incertidumbres sistemáticas 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 milésimas ), o alrededor de una milésima de pulgada (es decir, una milésima ), lo que permite observaciones de longitudes de onda submilimétricas. Una ventaja clave de la estrategia de observación del SPT es que se escanea todo el telescopio, por lo que el haz no se mueve en relación con los espejos del telescopio. El escaneo rápido del telescopio y su gran campo de visión hacen que el SPT sea eficiente para inspeccionar grandes áreas del cielo, lo que se requiere 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 la cámara SPT-SZ porque fue diseñada para realizar un estudio de cúmulos de galaxias a través de su firma de efecto Sunyaev-Zel'dovich ) se dividió en seis cuñas con forma de pastel, cada una con 160 detectores. Estas cuñas observaron en tres frecuencias diferentes: 95 GHz, 150 GHz y 220 GHz. La modularidad del plano focal permitió que se dividiera en muchas configuraciones de frecuencia diferentes. Durante la mayor parte de la vida útil de la cámara, el plano focal del 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 (20 h a 7 h en ascensión recta, −65 d a −40 d declinación) a un nivel de ruido de aproximadamente 15 micro-Kelvin en un píxel de 1 minuto de arco a 150 GHz. [ cita requerida ]
La segunda cámara instalada en el SPT (también diseñada con conjuntos de TES superconductores) era incluso más sensible que la cámara SPT-SZ y, fundamentalmente, tenía la capacidad de medir la polarización de la luz entrante (de ahí el nombre SPTpol: polarímetro 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 las frecuencias de observación de 90 GHz y 150 GHz, y los píxeles en las dos frecuencias están diseñados con diferentes arquitecturas de detector. Los píxeles de 150 GHz eran polarímetros TES acoplados a bocinas de alimentación corrugadas fabricados en conjuntos monolíticos 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 mecanizadas individualmente. [ cita requerida ]
El primer año de observación de SPTpol se utilizó para estudiar un campo de 100 grados cuadrados centrado en RA 23h30m declinación −55d. Los siguientes cuatro años se dedicaron principalmente a estudiar 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 el campo de 100 grados cuadrados. [ cita requerida ]
En enero de 2017, se instaló en el SPT la cámara de tercera generación SPT-3G. Aprovechando una combinación de mejoras en el sistema óptico (que proporciona un campo de visión limitado por difracción significativamente mayor) y una 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 de diez veces 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 uniformemente entre 90, 150 y 220 GHz. [ cita requerida ]
En 2018, se inició un nuevo estudio con la cámara SPT-3G. Este estudio debía cubrir 1500 grados cuadrados a una profundidad de < 3 micro-Kelvin-arcominuto a 150 GHz. Es importante destacar que este campo se superpone completamente con el campo de observación del BICEP Array , lo que permite realizar análisis conjuntos de los datos de SPT y BICEP que proporcionarán restricciones significativamente mejores sobre una señal potencial de ondas gravitacionales primordiales que las que cualquiera de los instrumentos puede proporcionar por sí solo. [ cita requerida ]
El primer proyecto clave para el SPT, completado en octubre de 2011, fue un estudio de 2500 grados cuadrados para buscar cúmulos de galaxias utilizando el efecto Sunyaev–Zel'dovich , una distorsión de la radiación de fondo de microondas cósmica (CMB) debido a las interacciones entre los fotones del CMB y el medio intracúmulo en los cúmulos de galaxias. El estudio ha encontrado cientos de cúmulos de galaxias en un rango de corrimiento 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 del CMB en escalas angulares menores de aproximadamente 5 minutos de arco (número multipolar mayor de 2000) [17] [18] y para descubrir una población de galaxias distantes, polvorientas y formadoras de estrellas con efecto de lente gravitacional. [19]
Los datos de la cámara SPTpol se utilizaron para realizar varias mediciones innovadoras, incluida la primera detección del denominado componente "modo B" o "rizo" del CMB polarizado. [20] Esta señal de modo B se genera a pequeñas escalas angulares por el efecto de lente gravitacional de la señal de polarización "modo E" primordial mucho más grande (generada por perturbaciones de densidad escalar en el momento en que se emitió el CMB) [21] y a grandes escalas angulares por la interacción del CMB con un fondo de ondas gravitacionales producidas durante la época de la inflación. [22] Las mediciones de la señal de modo B a gran escala tienen el potencial de restringir la escala de energía de la inflación, investigando así la física del universo en los tiempos más tempranos y las escalas de energía más altas imaginables, pero estas mediciones están limitadas por la contaminación de los modos B de efecto de lente. Utilizando el componente de modo E más grande de la polarización y las mediciones del potencial de lente del CMB, se puede hacer una estimación de los modos B de lente y utilizarla para limpiar las mediciones a gran escala. Esta eliminación de la lente del modo B se demostró por primera vez utilizando datos SPTpol. [23] Los datos SPTpol también se han utilizado para hacer las mediciones más precisas del espectro de potencia del modo E y del espectro de correlación de temperatura-modo E del CMB [24] y para hacer mapas de alta relación señal-ruido de la densidad de materia proyectada utilizando reconstrucciones del potencial de lente del CMB. [ cita requerida ]
El sondeo SPT-3G de 1500 grados cuadrados se utilizará para lograr múltiples objetivos científicos, incluidas restricciones sin precedentes sobre un fondo de ondas gravitacionales primordiales, análisis conjunto de polarización del modo B con el BICEP Array , una muestra única de cúmulos de galaxias distantes para estudios cosmológicos y de evolución de cúmulos, y restricciones sobre física fundamental como la masa de los neutrinos y la existencia de partículas relictas ligeras en el Universo temprano. [ cita requerida ]
El Telescopio Cosmológico de Atacama tiene objetivos científicos similares, pero complementarios. [ cita requerida ]
El Telescopio del Polo Sur está financiado por 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 de los instrumentos y operaciones de SPTpol y SPT-3G también es proporcionada por la Oficina de Ciencias del Departamento de Energía de los Estados Unidos, Oficina de Física de Altas Energías. [ cita requerida ]
El 16 de febrero de 2007 , el Telescopio del Polo Sur alcanzó 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 observadores invernales Stephen Padin y Zak Staniszewski a la cabeza. [ cita requerida ]
En 2008, se completaron campos de estudio más grandes con los invernantes Keith Vanderlinde y Dana Hrubes, [ cita requerida ] y en 2009 con los invernantes Erik Shirokoff y Ross Williamson. [ cita requerida ]
En diciembre de 2009, la cámara se actualizó nuevamente para la temporada de observación de 2010. El estudio completo de 2500 grados cuadrados del SPT-SZ se completó durante las temporadas de observación de 2010 y 2011 con los observadores invernales Dana Hrubes y Daniel Luong-Van. [ cita requerida ]
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 observación invernal, Cynthia Chiang y Nicholas Huang, tomó datos en un campo de estudio de 100 grados cuadrados. Los observadores invernales de 2013, Dana Hrubes y Jason Gallicchio, inspeccionaron un campo más grande como parte del estudio completo de SPTpol. Este estudio más grande fue completado por los observadores invernales de 2014 Robert Citron y Nicholas Huang, los observadores invernales de 2015 Charlie Sievers y Todd Veach, y los observadores invernales de 2016 Christine Corbett Moran y Amy Lowitz. El primer invierno de observación de SPT-3G fue realizado por los observadores invernales Daniel Michalik y Andrew Nadolski. Adam Jones y Joshua Montgomery les siguieron en 2018, con Douglas Howe y David Riebel en el invierno de 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]
