Исследование темной энергии

редактировать
Исследование темной энергии
Dark Energy Survey logo.jpg Логотип исследования темной энергии
Альтернативные названияDES
Тип исследованияастрономическое исследование Edit this on Wikidata
Цельтемная энергия Edit this on Wikidata
НаблюденияМежамериканская обсерватория Серро Тололо Edit this on Wikidata
Веб-сайтwww.darkenergysurvey.org
Commons pageСвязанные СМИ на Wikimedia Commons
Обнаружены малые планеты : 4
см. § Список обнаруженных малых планет

Обзор темной энергии (DES ) - это обзор в видимом и близком инфракрасном среднем, целью которого является исследование динамики расширения крупномасштабных структурных структур. Сотрудничество состоит из исследовательских институтов и университетов из США, Австралии, Бразилии, Великобритании, Германии, Испании и Швейцарии.

Для исследования используется 4-метровый телескоп Виктора М. Бланко, расположенный в Межамериканской обсерватории Серро-Тололо (CTIO) в Чили, оснащенный телескопом Камера темной энергии (DECam). Эта камера позволяет получать более чувствительные изображения в красной видимого изображения и в ближней инфракрасной области по сравнению с предыдущими приборами.

DECam имеет одно из самых широких полей зрения (2,2 -градусный диаметр) для наземной оптической и инфракрасной визуализации. В ходе обзора было получено изображение 5 000 квадратных градусов южного неба на отпечатке, который пересекается с Южным полюсным телескопом и полосой 82 (по большей части без Млечного Пути). Для завершения обзора потребовалось 758 наблюдательных ночей, разбросанных на шесть лет, охватывая наблюдение в пяти фотометрических полосах (g, r, i, z и Y). DES официально начал свою работу в августе 2013 года и завершил свою последнюю сессию наблюдений 9 января 2019 года.

Содержание

  • 1 Обзор
  • 2 DECam
    • 2.1 Механика
    • 2.2 Оптика
    • 2.3 ПЗС
  • 3 Обзор
  • 4 Сверхновые
    • 4.1 Приложения в космологии
    • 4.2 Данные по сверхновым
    • 4.3 Измерения сверхновых в DES
  • 5 Барионные акустические колебания (BAO)
    • 5.1 Обзор физики
    • 5.2 BAO как инструмент для космологии
    • 5.3 Наблюдения BAO в DES
  • 6 Подсчет скоплений галактик
    • 6.1 Прогнозирование подсчета количества скоплений галактик
    • 6.2 Расчет наблюдаемых отсчетов
    • 6.3 Обнаружение скоплений
  • 7 Слабое линзирование
    • 7.1 Систематика
    • 7.2 Результаты
  • 8 Карликовые галактики
    • 8.1 Результаты
  • 9 Солнечная система
    • 9.1 Список обнаруженных малых планет
  • 10 Управление данными
  • 11 Ссылки
  • 12 Внешние ссылки

Обзор

The Dark Energy Survey исследует динамику и крупномасштабную трансформацию Вселенной с помощью четырех зондов: сверхновых типов Ia, барион акустических статических колебаний (БАО), коли чество скоплений галактик и слабое гравитационное линзирование.

сверхновые звезды типа Ia считаются термоядерными взрывами, которые происходят, когда белые карликовые звезды в двойных системах увеличиваются в массе от своих звезд-компаньонов. Эти события важны для изучения космологии, потому что они очень яркие, что позволяет астрономам обнаруживать их на очень большом расстоянии. Расширение Вселенной может быть ограничено на основании наблюдений светового расстояния и красного с области далекой сверхновой типа IA. Три других метода (BAO , скопления галактик и слабое линзирование ), используемые в Обзоре темной энергии, позволяют ученым одновременно понять расширение Вселенной и эволюции темной материи плотности возмущений поля. Эти возмущения были неразрывно связаны с образованием галактик и скоплений галактик. Стандартная модель космологии предполагает, что квантовые флуктуации плотности различных компонентов, которые присутствуют, когда наша Вселенная была очень молодой, усилены за счет очень быстрого расширения, называемого инфляцией. Гравитационный коллапс усиливает эти начальные колебания, поскольку барионы попадают в поле гравитационного более плотных областей космоса, образуя галактики. не менее, чем скорость роста этих тканей, и DES будет использовать эту связь.

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 предыдущей CCD телескопом Victor M. Blanco и DECam заключается в улучшенной квантовой эффективности в красной части видимого области и в ближней инфракрасной области. Это очень важное свойство для наблюдения очень далеких источников, таких как сверхновые типа IA или скопления галактик, расширение Вселенной сдвигает фотоны, испускаемые данные, в сторону более красных волн. Используется другой, Кремний, используемый для изготовления ПЗС-матриц, используемый прозрачным для инфракрасного света, и эта проблема сделала ПЗС DECam технологической проблемой.

Директором DES является Джош Фриман, в этом сотрудничестве участвуют многие исследовательские институты и университеты. Само сотрудничество DES разделено на несколько научных рабочих групп. Некоторые из основных рабочих групп: рабочая группа по слабому линзированию, рабочая группа по сильному линзированию, рабочая группа по крупномасштабным структурам, рабочая группа по эволюции галактик и рабочая группа по сильному линзированию. Другие научные темы включают моделирование, калибровку, фотометрические красные с ущерба, 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, на котором ученые могут публиковать новые результаты, презентации и статьи. Некоторые выпуски на этом веб-сайте открыты для широкой публики.

DECam

DECam, сокращение от Dark Energy Camera, представляет собой большую камеру, созданную для замены предыдущей камеры с основным фокусом на телескопе Виктора М. Бланко. Камера состоит из трех основных компонентов: механика, оптика и ПЗС.

Механика

Механика камеры из устройства смены фильтров с емкостью на 8 фильтров и затвора. Также имеется оптический тубус, на который помещается 5 линз-корректоров, самая большая из которых имеет диаметр 98 см. Эти компоненты прикреплены к фокальной плоскости жидкого ПЗС, которая охлаждается до -100 ° C с помощью азота для уменьшения теплового шума в ПЗС-матрицах. Фокальная плоскость также поддерживается в очень низком вакууме 10 Торр для предотвращения образования конденсата на датчикх. Вся камера с линзами, фильтрами и ПЗС-матрицей весит примерно 4 тонны. При установке на основной фокус он будет поддерживаться системой hexapod, позволяющей регулировать фокусировку в реальном времени.

Оптика

Камера оснащена фильтрами u, g, r, i, z и Y, аналогичными темами, которые используются в Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Это позволяет DES получать измерения фотометрического красного смещения до z≈1, используя разрыв 400 нм для галактик, ступенчатую спектральную особенность, которая возникает из-за ряда слоев ионизированных металлы и методы аппроксимации кривых блеска сверхновой типа Ia. DECam содержит пять линз, которые также как корректирующая оптика, увеличенное поле телескопа до диаметра 2,2 °.

ПЗС

Имитация изображения ПЗС DECam в фокальной плоскости. Каждый большой прямоугольник представляет собой одну ПЗС-матрицу. Зеленый прямоугольник, обведенный красным в верхнем левом углу, показывает размер ПЗС камеры iPhone 4 в том же масштабе.

Матрица научных датчиков на DECam представляет собой массив 62 2048 × 4096 пикселей ПЗС с обратной засветкой, всего 520 мегапикселей; дополнительные 12 ПЗС-матриц 2048 × 2048 пикселей (50 Mpx) используются для управления телескопом, контроля фокуса и юстировки. Полная фокальная плоскость DECam вмещает 570 мегапикселей. В ПЗС для DECam используется кремний с высоким удельным сопротивлением производства Dalsa и LBNL с пикселями 15 × 15 микрон. Для сравнения: ПЗС-матрица OmniVision Technologies с обратной засветкой, которая использовалась в iPhone 4, имеет пиксель 1,75 × 1,75 микрон при 5 мегапикселях. 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 взаимодействия и позволяет ПЗС-матрицам повысить 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 смещением, увеличенную статистическую мощность в указанных 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.

Survey

Сотрудничество DES Разработчик завершить съемку южного неба на площади 5000 квадратных градусов в течение 5 лет. Планируется, что разведка достигнет глубины 24-й звездной величины в i-м диапазоне по всей площади. Область съемки была выбрана таким образом, чтобы она перекрывалась с областью съемки телескопа Южного полюса, потому что его метод поиска скоплений с помощью эффекта SZ дополнительные оптические методы, используемые DES. Область также совпадает с областями обзора для SDSS и Vista Hemisphere Survey, потому что эти обзоры предоставляют больше информации о галактиках, отображаемых DES. В области 5000 квадратных градусов есть пять меньших участков общей площадью 30 квадратных градусов, которые будут использовать более длительное время экспозиции и более быструю частоту наблюдений для поиска сверхновых.

Первый свет был достигнут 12 сентября 2012 года; после периода тестирования и тестирования в августе 2013 г. начались научные съемочные наблюдения. 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

Приложения в космологии

Астрофизики впервые появляются космическое ускорение, исследуя видимую яркость десятков далеких сверхновых типа Ia, взрывающиеся звезды, которые на короткое время становятся яркими, как целая галактика из миллиардов звезд. В ведущих современных моделях сверхновых типов Ia взрывы проходят, когда двойной белый карлик аккрецирует вещество от своей звезды-компаньона, нестабильным (предел массы, когда звезда становится нестабильной, все еще обсуждается, но считается, что он составляет ~ 1,4 солнечной массы), и разрушен гигантским термоядерным взрывом. Хотя есть некоторые вариации, большинство сверхновых типа Ia имеют характерную кривую блеска - график светимости как функции 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 с течением времени, космологи используют конечную скорость света. Свет от далекой галактики достигает Земли за миллиарды лет. 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 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 и расстояние до сверхновой. Имея в пределах расстояния 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 о сверхновых

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

m - M = 5 log 10 ⁡ d L + 25 {\ displaystyle mM = 5 \ log _ {10} d_ {L} +25}m-M=5\log _{{10}}d_{{L}}+25, где m - кажущаяся яркость, M - абсолютная звездная величина, а d L {\ displaystyle d_ {L}}d_{{L}}- расстояние яркости до источника света. в единицах мегапарсек (Мпк).

Это похоже на использование видимой яркости автомобильных фар в ночное время для расстояния до него: потому что свет подчиняется обратных квадратов, автомобиль в 200 метрах от наблюдателя будет казаться, что фары в четыре раза ярче, чем у идентичного автомобиля, расположенного в 100 метров. Сверхновые типа Ia - космический эквивалент автомобилей с такой же мощностью фар.

Чтобы определить вторую часть головоломки, размер Вселенной во время взрыва, астрономы измеряют красное смещение сверхновых по их известному спектральнымм и по эмиссионным линиям в спектр обладателей 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 длина волны света. Вид 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-Лемэтра-Робертсона-Уокера, расстояние светимости в плоской Вселенной, d L {\ displaystyle d_ {L}}d_{{L}}, при данном смещении зависит от состава Вселенной и восприятия истории расширения:

d L = c H 0 (1 + z) ∫ 0 zdz Ω M (1 + z) 3 + Ω DE (1 + z) 3 (1 + w) + Ω k (1 + z) 2 {\ 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}}}}}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 d L {\ displaystyle d_ {L}}d_{{L}}- расстояние яркости, z - красное смещение, c - скорость света, H 0 {\ displaystyle H_ {0}}H_{0}- локальный коэффициент расширения, Ω M {\ displaystyle \ Omega _ {M}}\Omega_M- содержание материи во вселенной, Ω DE {\ displaystyle \ Omega _ {DE}}\Omega _{{DE}}- содержание темной эне ргии во Вселенной, Ом k {\ displaystyle \ Omega _ {k}}\Omega_kиз-за кривизны (Ω k = 0 {\ displaystyle \ Omega _ {k} = 0}{\displaystyle \Omega _{k}=0}для плоской вселенной) и w {\ displaystyle w}w- параметр уравнения состояния темной энергии. Таким образом, для разных Вселенной мы можем сделать вывод о нарушении светимости и красного смещения соответственно. Сравнивая красное смещение с расстояния для большого числа сверхновых, мы можем получить историю скорости космического расширения (см. Диаграмму Хаббла в верхнем верхнем углу). В 1998 году о таких измерений впервые сообщили о 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.

Смоделированные кривые блеска сверхновых DES в четырех полосах.

Систематические эффекты контроля и калибровки важны для сверхновых типов Ia, используемые в качестве стандартных свечей для космологического анализа. Одна из основных проблем, с которой должны столкнуться астрономы, - это эффект поглощения пыли, поглощение света частицами пыли вдоль луча наблюдения на светимость сверхновой типа Ia. Путем анализа измерений в различных диапазонах, а также в области неба для наблюдений, которые, как известно, страдают от меньшего диаметра пыли, таких как полюса Млечного Пути, можно влиять на пыль.

Измерения сверхновых в DES

Ряд масштабных космологических обзоров сверхновых, включая CFHT SNLS, ESSENCE и SDSS-II SN, а также несколько ближайших поисков создал диаграмму Хаббла с красным смещением z ~ 1. Кроме того, поиски с использованием космического телескопа Хаббла расширяют диаграмму SN Хаббла за пределы z ~ 1. После этих наземных съемок исследование темной энергии продолжит это. исследование путем открытия и проведения подробных измерений нескольких тысяч сверхновых с целью повышения 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 многократно наблюдать 30 квадратных градусов неба, разделенных на два глубоких и восемь неглубоких полей, что приведет к открытию примерно 6000 сверхновых, примерно две трети из которых будут иметь достаточно данных, с которых можно будет производить измерения расстояний.

Барионные акустические колебания (BAO)

Обзор физики

Барионные акустические колебания (BAO) относятся к колебаниям внутри барионно-фотонной плазмы, которая заполнила раннюю Вселенную. Наличие этих колебаний дало характерный сигнал в поле плотности материи, который сегодня можно увидеть в кластеризации структур во Вселенной. Масштаб длины, на котором этот сигнал происходит по всей Вселенной, можно использовать как Стандартную линейку, чтобы ограничить космологию, и в частности, эволюцию 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 называют барионами, хотя технически это неправильное название). Высокая температура Вселенной в эту эпоху не позволяла электронам и протонам объединяться с образованием нейтральных атомов. Следствием высокой степени ионизации Вселенной было то, что барионы оставались прочно связанными с фотонами посредством томсоновского рассеяния. Тесная связь с фотонами создала источник давления для барионов, 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, источником которых были начальные возмущения в поле плотности.

Когда рекомбинация произошла 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 развязки 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 следствием разделения было то, что барионы потеряли поддержку давления и начали коллапсировать в гравитационные потенциальные ямы. Это несколько резкое изменение привело к небольшому значению длины материи в масштабе, определяемое величиной расстояния, которое звуковые волны произошли после большого взрыва, то есть звуковым горизонтом. В современной Вселенной размер длины соответствует примерно 100 Мпк, и можно наблюдать, наблюдая за колебаниями в спектре мощности материи, P (k) {\ displaystyle P (k)}P(k).

БАО как инструмент для космологии

Измерение БАО является важным инструментом исследования космологии и в частности, эволюции темной энергии. Как описано выше, БАО рекомбинации мощности передает характерный сигнал в спектре вещества в масштабе звукового горизонта. Этот сигнал в качестве спектре мощности можно использовать в качестве стандартной линейки для отображения эволюции модели Хаббла, H (z) {\ displaystyle H (z)}H(z), и расстояния по угловому диаметру. d A (z) {\ displaystyle d_ {A} (z)}d_{A}(z)с красным смещением. Это, в свою очередь, ограничивает свойства темной энергии и другие космологические параметры.

Угол, образуемый линейкой как функция красного с ущербом, основанный с параметром Хаббла, H (z) {\ displaystyle H (z)}H(z)с помощью концепции расстояния по угловому диаметру. расстояние по угловомуру диаметра, d A {\ displaystyle d_ {A}}d_{A}, определяется как

d A = Δ χ Δ θ {\ displaystyle d_ {A} = {\ frac {\ Delta \ chi} {\ Delta \ theta}}}d_{A}={\frac {\Delta \chi }{\Delta \theta }},

где Δ χ {\ displaystyle \ Delta \ chi}\Delta \chi - физический размер стандартной линейки. и Δ θ {\ displaystyle \ Delta \ theta}\Delta \theta - его наблюдаемая угловая протяженность. d A {\ displaystyle d_ {A}}d_{A}также может быть выражено как интеграл от H - 1 (z) {\ displaystyle H ^ {- 1} (z)}H^{{-1}}(z):

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

В случае BAO физический размер, Δ χ {\ displaystyle \ Delta \ chi}\Delta \chi стандартной линейки (т. Е. Звуковой горизонт при рекомбинации) может быть ограничен на основе измерений на основе реликтового излучения Ом M {\ displaystyle \ Omega _ {M}}\Omega_{M}и Ω B {\ displaystyle \ Omega _ {B}}\Omega _{{B}}. Как видно из приведенного выше уравнения, измеряя угол, который образует стандартную линейка, как функцию красного с окружающей среды, можно измерить интеграл от H - 1 (z) {\ displaystyle H ^ {- 1} (z)}H^{{-1}}(z)избыточное красное смещение. Интервал красного края, Δ z {\ displaystyle \ Delta z}\Delta z, расширенный стандартной линейкой, напрямую связан с постоянной Хаббла: Δ z = H (z) Δ χ {\ Стиль отображения \ Delta z = H (z) \ Delta \ chi}\Delta z=H(z)\Delta \chi . Таким образом, в принципе, можно также получить прямое измерение H (z), измерив этот интервал красного смещения Δ z {\ displaystyle \ Delta z}\Delta z. Для DES, однако, ошибки фотометрических красных смещений будут слишком большими, чтобы сделать определение H (z) таким способом. Темная энергия влияет на расширение Вселенной, измерение H (z) может помочь ограничить свойства этого загадочного компонента Вселенной.

Шаги, необходимые для ограничения космологии от наблюдений BAO, поэтому:

  1. Провести обзор трассеров плотности материи (например, галактик)
  2. Вычислить спектр мощности поля плотности материи с разными красными смещениями из этих наблюдений
  3. Измерьте угол, образуемый особенностью звукового горизонта BAO в спектре мощности вещества при разных красных смещениях (и, если возможно, интервале красного ущерба, связанном со звуковым горизонтом)
  4. Вычислить d A (z) {\ displaystyle d_ {A} (z)}d_{A}(z)(и, следовательно, интеграл от 1 / H (z) {\ displaystyle 1 / H (z)}1/H(z)и использовать для ограничения космологии

Одно важное предостережение, относящееся к первому шагу выше, заключается в том, что съемка должна достаточно большой, чтобы охватить масштаб звукового горизонта горизонта. примерно 100 Мпк. следование красного с нарушением CfA2, охватывают слишком маленькие объемы, чтобы в области власти особенность BAO. недавние исследования, такие как Sloan Digital Sky Survey, и будущие исследования, такие как DES, охват достаточный объем, чтобы сделать измерения возможными.

Есть ряд качеств, которые делают полезный инструмент для исследования космологии. Во-первых, идеи, лежащие в основе техники, просты: существует прямая взаимосвязь между физическим размером объекта BAO, существует его наблюдаемым угловым размером и космологическими членами. Во-вторых, для космологии с БАО требуется только большой объем обзора. Такие обзоры были обычным делом в астрономии в течение многих лет. Наконец, BAO проверка космологии, которая не зависит от других ограничений.

Есть также серьезные проблемы, присущие программе наблюдений BAO. Во-первых, измерения BAO при красных смещениях менее примерно 0,3 невозможны, потому что объем, нарушся 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 увеличивает мощность функции BAO в области спектре и увеличения мощности в меньших масштабах. Эти возможности используются при использовании BAO для ограничения космологии. Наблюдения BAO также осложняются обычными индикаторами плотности материи, такими как смещение галактики: они, как правило, находятся в месте с самой высокой плотностью материи. Это смещение необходимо использовать, чтобы использовать BAO для ограничения космологии. Несмотря на эти сложности, БАО остается привлекательным инструментом для космологии.

Наблюдения BAO в DES

68% CL прогнозируют ограничение DES в w 0 - wa {\ displaystyle w_ {0} -w_ {a}}w_{{0}}-w_{{a}}плоскость от четырех зондов : BAO, кластеры, слабое линзирование и SNe, каждый из которых объединен с предыдущим CMB Planck; закрашенная красная область показывает ограничения четырех методов.

Выбор из 300 миллионов галактик с точными фотометрическими красными смещениями, Δ z {\ displaystyle \ Delta z}\Delta z~ 0,08, до z ~ 1,4, Предоставляемые DES, хорошо подходят для измерения BAO для изучения темной энергии. Объем съемки в 20 раз больше, чем у фотометрических LRG SDSS, что позволяет проводить измерения с более высокой точностью в более широком диапазоне красного с территории. DES будет измерять скопление на небе сотен миллионов галактик на разных расстояниях от нас. Эти измерения определят угловой масштаб звукового горизонта для галактики с разным красным смещением. Объединение этих измерений вместе предоставит информацию об истории скорости космического расширения, которая дополнит измерение сверхновой типа Ia. Определение поворотной эпохи, ap {\ displaystyle a_ {p}}a_{{p}}, при которой неопределенность в уравнении темной энергии состояния w (a) {\ displaystyle w {(a)}}w{(a)}минимизирован для данного измерения, добротность (FoM), которая пропорциональна обратной величине площади в w 0 - wa {\ displaystyle w_ {0} -w_ {a}}w_{{0}}-w_{{a}}плоскость, охватывающая область 95% CL, равна [σ (wp) σ (wa)] - 1 {\ displaystyle {[\ sigma {(w_ {p})} \ sigma {(w_ {a})}]} ^ {- 1}}{[\sigma {(w_{{p}})}\sigma {(w_{{a}})}]}^{{-1}}. На основе реперной космологической модели и некоторых допущений можно вычислить и ограничить ограничения.

Основные теоретические неопределенности в интерпретации измерений BAO - это эффекты нелинейной гравитационной эволюции и зависящего от масштаба пространства между галактиками и темной материей. Нелинейная эволюция стирает акустические колебания в малых масштабах, в то время как нелинейная связь мод, так и зависящая от масштаба смещения положения BAO. Смещение, зависящее от масштаба, в больших масштабах более важно для интерпретации формы широкополосного уровня мощности, чем для сигнала BAO. Моделирование, которое станет доступным в течение следующих нескольких лет, позволяет нам рассчитать поправки из-за нелинейности и зависящего от масштаба с достаточной точностью, чтобы систематическая неопределенность была рассчитана по сравнению со статистическими ошибками DES в больших масштабах. Поскольку биспектр (преобразование Фурье кумулянта второго порядка, использует для поиска нелинейных взаимодействий) реагирует на нелинейность и смещение иначе, чем спектр мощности, измерение угловой формы биспектра в DES обеспечивает переключающую проверку этих эффектов, ограничит эту зависимость. от масштаба и определит эффективность и надежность включения широкополосной формы в ограничении темной энергии.

BAO в принципе чувствительны к неопределенности в дисперсии Δ σ z {\ displaystyle \ Delta \ sigma _ {z}}\Delta \sigma _{{z}}, а также смещению Δ zbias {\ displaystyle \ Delta z _ {\ rm {bias}}}\Delta z_{{{\rm {{bias}}}}}оценок photo-z в ячейках красного смещения. Чтобы качество модели темной энергии не улучшилось (т. Е. Увеличатся ошибки) не более чем на 10%, эти неопределенности в z и zbias {\ displaystyle z _ {\ rm {bias}}}z_{{{\rm {{bias}}}}}на интервал красного смещения 0,1 быть ниже ~ 0,01 (для w 0 {\ displaystyle w_ {0}}w_{0}) и ~ 0,005 (для wa {\ displaystyle w_ {а}}w_{a}). Эти уровни производительности должны сохраняться в DES, поэтому ограничения BAO будут совершенно нечувствительными к неопределенностям в параметрах photo-z.

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 тайлами для минимума фотометрических дрейфов и их незначительности в масштабе поля зрения DECam. В дополнение к прямому контролю со стороны стратегии тайлинга, DES имеет ряд внутренних перекрестных проверок таких дрейфов, включая эволюцию красного цвета шкалы BAO и шкалы излучения материи, взаимные корреляции между различными ячейками фото-z, согласованность с угловым биспектр и сравнение и характеристики мощности для разных подвыборок галактик.

Подсчет скоплений галактик

Важным исследованием темной энергии подсчет скоплений галактик. Основная идея проста: космологические теории предсказывают количество массивных гало с течением времени. Главный источник неопределенности в этом методе заключается в связи наблюдаемых свойств скоплений с массой гало и красным смещением.

Количество массивных ореолов зависит от темной энергии двумя способами. Во-первых, темная энергия влияет на расширение Вселенной, поэтому она влияет на рост объема 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

Обширные исследования с использованием методов моделирования N-тел позволили откалибровать функциональные формы, которые предсказывают правильную численную плотность гало темной материи выше массы M {\ displaystyle M}Mкак функция и красное смещение, n (>M, z) {\ displaystyle n (>M, z)}n(>M, z) . Здесь" правильная числовая плотность "означает число на единицу физического объема. Вычислив соответствующий элемент объема как функцию красного смещения, d 2 V {\ displaystyle d ^ {2} V}d^{2}V, количество массивных ореолов на единицу красного смещения. и телесный угол могут быть вычислены.

Чтобы вычислить правильный элемент объема, мы сначала вычисляем правильную площадь (d A {\ displaystyle dA}dA) для данного красного смещения (z {\ displaystyle z}z), радиальная координата (r {\ displaystyle r}r) и телесный угол (d Ω {\ displaystyle d \ Omega}d\Omega ). Затем мы вычисляем расстояние (dl {\ displaystyle dl}dl) в интервале красного смещения (z, z + dz) {\ displaystyle (z, z + dz)}(z,z+dz). Тогда правильный объем равен

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

. Используя показатель FLRW, правильная площадь d A {\ displaystyle dA}dAопределяется как

d A = a (te) rd θ a (te) r sin ⁡ (θ) d ϕ = ae 2 r 2 d Ω = a 0 2 р 2 d Ω (1 + Z) 2 {\ 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}}}}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 a (t) {\ displaystyle a (t)}a(t)- масштабный коэффициент.

Расстояние dl {\ displaystyle dl}dlв интервал красного смещения (z, z + dz) {\ displaystyle (z, z + dz)}(z,z+dz)- расстояние, на которое свет проходит за бесконечно малое время dt {\ displaystyle dt}dt,

dl = cdt {\ displaystyle dl = c \ dt}dl=c\ dt

Отношение перехода к красному смещению z {\ displaystyle z}z, мы находим

dl = daa ˙ = dz (1 + z) aa ˙ знак равно dz ЧАС (z) (1 + z) {\ displaystyle dl = {\ frac {da} {\ dot {a}}} = {\ frac {dz} {(1 + z)}} { \ frac {a} {\ dot {a}}} = {\ frac {dz} {H (z) (1+ z)}}}dl={\frac {da}{{\dot {a}}}}={\frac {dz}{(1+z)}}{\frac {a}{{\dot {a}}}}={\frac {dz}{H(z)(1+z)}}

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

H (z) знак равно H 0 ∑ я Ω я (1 + z) 3 (1 - wi) + Ω k (1 + z) 2 {\ displaystyle H (z) = H_ {0} {\ sqrt { \ sum _ {i} \ Omega _ {i} (1 + z) ^ {3 (1-w_ {i})} + \ Omega _ {k} (1 + z) ^ {2}}}}H(z)=H_{0}{\sqrt {\sum _{i}\Omega _{i}(1+z)^{{3(1-w_{i})}}+\Omega _{k}(1+z)^{2}}}

для константы wi {\ displaystyle w_ {i}}w_{i}.

Тогда правильный элемент - это просто произведение d A {\ displaystyle dA}dAи dl {\ displaystyle dl}dl:

d 2 V = d A dl = a 0 2 r 2 (z) H (z) (1 + z) 3 d Ω dz {\ displaystyle d ^ {2} V = dA \ dl = {\ frac {a_ {0} ^ {2} r ^ {2} (z)} {H (z) (1 + z) ^ {3}}} d \ Omega dz}{\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 предсказанная правильная численность массивных ореолов n (>M, z) {\ displaystyle n (>M, z)}n(>M, z) , и предполагая, что каждый гало содом ержит кластер, тыс.

Последняя правка сделана 2021-05-16 13:22:07
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте