Войти
| Часть | Южнополярной станции Амундсена – Скотта  |
|---|---|
| Местоположение (а) | Южный полюс, зона действия Договора об Антарктике |
| , координаты | 90 ° 00'S 139 ° 16'W / 90 ° S 139,27 ° W / -90; -139,27 Координаты : 90 ° 00'S 139 ° 16'W / 90 ° S 139,27 ° W / -90; -139.27 |
| Организация | Центр астрофизических исследований в Антарктиде. Национальный научный фонд. Чикагский университет |
| Высота | 2800 м (9200 футов) |
| Длина волны | 0,83 см (36 ГГц) -1,2 см (25 ГГц) |
| Построен | 1999 –2000 (1999 –2000 ) |
| Стиль телескопа | эксперимент с космическим микроволновым фоном. радиоинтерферометр |
| Количество телескопов | 13 |
| Диаметр | 20 см (7,9 дюйма) |
| Монтаж | альтазимутальная монтировка |
| Веб-сайт | astro.uchicago.edu / dasi / |
  Местоположение углового интерферометра в градусах | |
Интерферометр углового масштаба (DASI ) представлял собой телескоп, установленный на Южнополярной станции Амундсена – Скотта в Антарктиде Национального научного фонда США. Это был 13-элементный телескоп. интерферометр, работающий в диапазоне от 26 до 36 ГГц (диапазон Ka ) в десяти диапазонах. Прибор аналогичен по конструкции Cosmic Background Imager (CBI) и Очень маленький массив (VSA). В 2001 году команда DASI объявила о самых подробных измерениях температуры или спектра мощности космического микроволнового фона (CMB). Эти результаты содержали первое обнаружение 2-го и 3-го акустических пиков в реликтовом излучении, которые были важным доказательством теории инфляции. Это объявление было сделано в связи с экспериментом BOOMERanG и MAXIMA. В 2002 году группа сообщила о первом обнаружении поляризации анизотропии в CMB.
В 2005 году для QUaD <74 использовалось свободное крепление DASI.>эксперимент, который представлял собой еще один сканер CMB, сфокусированный на спектре E-моды. В 2010 году байонет DASI был снова перепрофилирован на Keck Array, который также измеряет поляризационную анизотропию CMB.
РИ было создано, когда Вселенной было около 380 000 лет, когда непрозрачный плазменный туман, существовавший после Большого взрыва начали рекомбинировать в атомы водорода и позволили фотонам свободно перемещаться в космосе. Это излучение с тех пор было смещено в красную область из-за расширения вселенной и его можно слабо увидеть в микроволновой части электромагнитный спектр. В 1992 году было замечено, что существует очень небольшая анизотропия в эффективной температуре реликтового излучения, и телескоп DASI был оснащен оборудованием для точного измерения этой температурной анизотропии, а затем для обнаружения поляризации; первым, кто обратил внимание на поляризацию реликтового излучения. Теория ΛCDM (темная энергия и холодная темная материя), рассматриваемая как стандартная модель космологии, предсказала поляризацию реликтового излучения из-за эффектов рассеяния первых атомов во Вселенной. Руководитель проекта Джон Карлстром сказал, что если бы поляризация не была обнаружена, астрофизикам пришлось бы отвергнуть все свои интерпретации последних данных.
Телескоп DASI был установлен южным летом 1999–2000 гг. На внутренней из двух башен обсерватории Мартина Померанца на Южнополярной станции Амундсена – Скотта в 0,7 км от географический южный полюс. Южный полярный регион - исключительное место для такого телескопа из-за чрезвычайно благоприятных атмосферных условий. Большая высота и крайняя сухость означают, что воздух тоньше и содержит гораздо меньше водяного пара, чем в других климатических условиях, что важно, поскольку вода является хорошим поглотителем микроволнового излучения и блокирует часть сигнала реликтового излучения. Кроме того, солнце видно только шесть месяцев в году, что исключает необходимость защищать телескоп от него в течение этого времени.
Другие телескопы, которые были или находятся на станции, включают Viper и Южнополярный телескоп. См. Статью Южнополярная станция Амундсена – Скотта для ознакомления со списком астрофизических экспериментов на этом месте.
DASI представлял собой компактный интерферометр, состоящий из 13 небольших телескопических элементов, образующих узор с тремя линиями симметрии. Каждый из 13 телескопов имел 20-сантиметровую (7,9 дюйма) линзу гофрированного рупора с гофрированным кожухом для уменьшения перекрестных помех между антеннами. Каждый из телескопов имел усилитель на транзисторе с высокой подвижностью электронов (HEMT), работающий на частотах 26–36 ГГц (диапазон Ka ), криогенно охлажденный примерно до 10К. Приемник шумовые температуры колеблются от 15K до 26K в центре полосы и 30K по краям. Общая температура системы достигла около 26 К.
Для поляризационных наблюдений в течение южного лета 2000-2001 гг. Телескоп был перенастроен на ахроматические поляризаторы, обеспечивая телескопу чувствительность по всем четырем параметрам Стокса.
Крепление телескопа имело высотно-азимутальную (альтазимутальную) конструкцию с противовесом шестерней и шестерня привод подъема, обеспечивающий большую стабильность при отслеживании и наведении. Монтировка имела тяжелую коробчатую стальную конструкцию, которая была необходима для обеспечения устойчивости телескопа при массе 35000 фунтов (16000 кг).
Телескоп был разработан для обеспечения наиболее надежных результатов. Это возможно за счет минимизации любого фактора, который мог повлиять на получаемые изображения, например, 11-метровая (36 футов) башня, на которой располагался телескоп, была механически изолирована для предотвращения вибрации остальной части здания, влияющей на оборудование. Телескоп находился внутри большого перевернутого купола, который служил заземляющим экраном, чтобы минимизировать мешающее тепловое излучение от земли.
Чтобы избежать воздействия на человека температур -60 ° C (-76 ° F) Зимой в Антарктике между телескопом и наземным щитом был навес, который создавал герметичную кабину, позволяющую доступ по лестнице к приборам, не выходя из безопасного здания.
Конструкция DASI была очень похожа на ту VSA и CBI. Электронное оборудование CBI и DASI было фактически идентичным, как и рабочие частоты 26–36 ГГц. Однако CBI был разработан для меньших угловых масштабов, поэтому он имел большее разрешение на меньшей площади неба и поэтому имел тарелки 0,9 м вместо 20-сантиметровых рупоров DASI. VSA также был аналогичен по концепции и работал с той же частотой, но работал с небольшими углами разрешения 0,2-3 °.
Проект финансировался Национальным научным фондом (NSF) офис полярных программ, сначала через Центр астрофизических исследований в Антарктиде, а затем напрямую через офис. Это было дополнительно поддержано Центром космологической физики в Чикаго.
DASI провела свои первые наблюдения в течение 97 дней в течение южной зимы 2000 г., измеряя температурную анизотропию реликтового излучения в 32 примерно прилегающих районах. круглые области неба диаметром 3,4 ° каждая. Эти наблюдения были высокочувствительными, обычно с точностью среднеквадратичного значения 10 мкК. После еще одной серии измерений в 2001 году команда сообщила о результатах первых измерений 2-го и 3-го акустических пиков в спектре мощности реликтового излучения, первый был обнаружен в более ранних экспериментах MAT / TOCO, BOOMERanG и MAXIMA. Сокращение данных DASI было выполнено с помощью строгого теста «складной нож», который удалял данные, которые были собраны при превышении определенных параметров, например, если солнце поднималось более чем на 5 ° над горизонтом, или было большое смещение или чрезмерный шум в данные предполагают аппаратный сбой. Это стандартная практика, которая приносит в жертву некоторую точность ради повышения надежности.
В декабре 2002 года команда DASI сообщила об открытии поляризационной анизотропии в реликтовом излучении. Это последовало за 2 годами и 271 днем наблюдений за двумя из предыдущих областей диаметром 3,4 ° FWHM. Данные за 22 дня были сокращены.
Эксперимент продолжался в течение южной зимы 2003 года, и новые данные подтвердили выводы предыдущих двух лет.
Открытие в 2001 г. 2-го и 3-го акустических пиков реликтового излучения стало важным свидетельством теории инфляции расширения Вселенной. Согласно теории, акустические пики вызваны колебаниями материи во время Большого взрыва, которые должны быть измерены как одна основная частота или тон с серией обертонов или гармоник. 1-й акустический пик представляет собой основной тон, а 2-й и 3-й пики, обнаруженные DASI, представляют 2-ю и 3-ю гармоники. Эти показания также могут быть использованы для измерения плотности барионов в ранней Вселенной, и эти измерения предоставили доказательства существования темной материи и темной энергии. С тех пор это стало Стандартной моделью космологии ΛCDM.
На основании более поздних результатов поляризации ученые могли иметь «высокую уверенность» в наличии E-мод в реликтовом излучении, что добавило доказательств, подтверждающих Стандартную модель космологии ΛCDM; данные также полезны для понимания распределения масс в ранней Вселенной. Анизотропия температуры показала существование образований материи в ранней Вселенной, а поляризация показала, как эти образования двигались. Разработки интерферометрической техники, достигнутые в этом проекте, также считаются полезными для будущих проектов, направленных на обнаружение B-мод в качестве доказательства гравитационных волн. Однако DASI был недостаточно велик, чтобы его можно было использовать при поиске B-режимов, и, выполнив то, для чего он был разработан, был списан.
