Encuesta de energía oscura

La encuesta de energía oscura

Logotipo de Dark Energy Survey
Nombres alternativos	DES
Tipo de encuesta	estudio astronómico
Objetivo	energía oscura
Observaciones	Observatorio Interamericano Cerro Tololo
Sitio web	www .darkenergysurvey .org
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Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo temprano Época de Planck Época de la gran unificación Época electrodébil Época quark Época de hadrones Época de Lepton Época de fotones Nucleosíntesis del Big Bang Inflación Edad Oscura Era Stelliferous Antecedentes Radiación cósmica de fondo (CBR) Fondo de ondas gravitacionales (GWB) Fondo de microondas cósmico (CMB)  · Fondo de neutrinos cósmicos (CNB) Fondo infrarrojo cósmico (INB)
Expansión  · Futuro Ley de Hubble  · Redshift Expansión del universo Acelerando la expansión del universo Comoving y distancias adecuadas Métrica FLRW  · Ecuaciones de Friedmann Cosmología no homogénea Cronología del futuro lejano Futuro de un universo en expansión Destino final del universo Muerte por calor del universo Gran rasgón Gran crujido Gran rebote
Componentes  · Estructura Componentes Modelo Lambda-CDM Materia bariónica Materia exótica Materia degenerada Neutronio Materia QCD Materia extraña Materia negativa Energía Energía negativa Energía de punto cero Energía de vacío Radiación Radiación de fondo Energía oscura Quintaesencia Energía fantasma Materia oscura Materia oscura fría Materia oscura cálida Materia oscura mixta Materia oscura caliente Materia oscura clara Materia oscura que interactúa con uno mismo Materia oscura del campo escalar Radiación oscura Fluido oscuro Flujo oscuro Materia del espejo Estructura Forma del universo Reionización  · Formación de estructuras Formación de galaxias Estructura a gran escala Gran grupo de cuásares Filamento Galaxy Supercúmulo Cúmulo de galaxias Grupo de galaxias Grupo local Galaxia Halo de materia oscura Cúmulo de estrellas Sistema solar Sistema planetario Vacío
Experimentos Bumerang Explorador de fondo cósmico (COBE) Encuesta de energía oscura Euclides Proyecto Illustris Observatorio Vera C. Rubin Observatorio espacial de Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Encuesta 2dF Galaxy Redshift ("2dF") UniverseMachine Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP)
Científicos Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copérnico de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Frotar Schmidt Schwarzschild Smoot Starobinsky Steinhardt Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich
Historia del tema Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas Historia de la teoría del Big Bang Interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang Cronología de las teorías cosmológicas
Categoría  Portal de astronomía
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Planetas menores descubiertos: 4  ^[1]

ver § Lista de planetas menores descubiertos

El Dark Energy Survey ( DES ) es un estudio visible y en el infrarrojo cercano que tiene como objetivo sondear la dinámica de la expansión del Universo y el crecimiento de la estructura a gran escala. ^[2] La colaboración está compuesta por instituciones de investigación y universidades de Estados Unidos, ^[3] Australia, Brasil, ^[4] Reino Unido, Alemania, España y Suiza.

El estudio utiliza el Telescopio Víctor M. Blanco de 4 metros ubicado en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo (CTIO) en Chile, equipado con la Cámara de Energía Oscura (DECam). ^[5] Esta cámara permite imágenes más sensibles en la parte roja del espectro visible y en el infrarrojo cercano, en comparación con los instrumentos anteriores. ^[5]

DECam tiene uno de los campos de visión más amplios (2,2 grados de diámetro) disponibles para imágenes ópticas e infrarrojas terrestres. ^[5] El estudio ha captado imágenes de 5.000 grados cuadrados del cielo del sur en una huella que se superpone con el telescopio del Polo Sur y la Franja 82 (en gran parte evitando la Vía Láctea). La encuesta tomó 758 noches de observación distribuidas en seis años para completarse, cubriendo la huella de la encuesta diez veces en cinco bandas fotométricas ( g , r, i, z e Y ). DES comenzó oficialmente en agosto de 2013 y completó su última sesión de observación el 9 de enero de 2019.

Resumen

El Dark Energy Survey investiga la dinámica y la estructura a gran escala del Universo utilizando cuatro sondas: supernovas de tipo Ia , oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) , el número de cúmulos de galaxias y lentes gravitacionales débiles .

Se cree que las supernovas de tipo Ia son explosiones termonucleares que ocurren cuando las estrellas enanas blancas en sistemas binarios acumulan masa de sus estrellas compañeras. ^[6] Estos eventos son importantes para el estudio de la cosmología porque son muy brillantes, lo que permite a los astrónomos detectarlos a distancias muy grandes. La expansión del universo puede limitarse en función de las observaciones de la distancia de luminosidad y el corrimiento al rojo de una supernova distante de tipo IA. Las otras tres técnicas ( BAO , cúmulos de galaxias y lente débil) utilizados por Dark Energy Survey permiten a los científicos comprender simultáneamente la expansión del universo y la evolución de las perturbaciones del campo de densidad de materia oscura . Estas perturbaciones estaban intrínsecamente ligadas a la formación de galaxias y cúmulos de galaxias. El modelo estándar de cosmología asume que las fluctuaciones cuánticas del campo de densidad de los diversos componentes que estaban presentes cuando nuestro universo era muy joven se mejoraron mediante una expansión muy rápida llamada inflación . El colapso gravitacional mejora estas fluctuaciones iniciales como bariones caer en el campo de potencial gravitacional de regiones más densas del espacio para formar galaxias. Sin embargo, la tasa de crecimiento de estos halos de materia oscura es sensible a la dinámica de la expansión del Universo y DES utilizará esta conexión para probar las propiedades de esa expansión.

DECam, la nueva cámara instalada en el telescopio Víctor M. Blanco por la colaboración de DES, trae nuevas posibilidades de observación que no estaban disponibles para estudios anteriores, como el Sloan Digital Sky Survey . Una diferencia significativa entre el CCD anterior en el telescopio Víctor M. Blanco y el DECam es la eficiencia cuántica mejorada en la parte roja de los espectros visibles y en el infrarrojo cercano. ^{[7] [8]} Esta es una propiedad muy importante para la observación de fuentes muy distantes, como supernovas de Tipo IA o cúmulos de galaxias, porque la expansión del universo desplaza los fotones emitidos desde una fuente determinada hacia longitudes de onda más rojas. Por otro lado, Silicon, que es el elemento principal utilizado para fabricar los CCD, se vuelve transparente para la luz infrarroja, y este problema convirtió el desarrollo del DECam CCD en un desafío tecnológico. ^{[7] [8]}

El director de DES es Josh Frieman y la colaboración está compuesta por muchos institutos de investigación y universidades. ^[9] La colaboración DES en sí se divide en varios grupos de trabajo científicos. Algunos de los grupos de trabajo principales son: el grupo de trabajo de lentes débiles, el grupo de trabajo de cúmulos de galaxias, el grupo de trabajo de estructuras a gran escala, el grupo de trabajo de supernovas, el grupo de trabajo de evolución de galaxias y el grupo de trabajo de lentes fuertes. Otros temas científicos incluyen simulaciones, calibración, corrimientos al rojo fotométricos, cuásares y ciencia de la Vía Láctea. Una gran responsabilidad de la colaboración DES fue el desarrollo mecánico, electrónico y óptico del DECam. La colaboración tiene un sitio web, ^[10]donde los científicos pueden publicar nuevos resultados, presentaciones y artículos. Algunos de los lanzamientos de este sitio web están abiertos al público en general.

DECam

DECam , abreviatura de Dark Energy Camera , es una cámara grande construida para reemplazar la cámara de enfoque principal anterior en el telescopio Victor M. Blanco. La cámara consta de tres componentes principales: mecánica, óptica y CCD .

Mecánica

La mecánica de la cámara consta de un cambiador de filtros con capacidad de 8 filtros y obturador. También hay un cilindro óptico que soporta 5 lentes correctores, el mayor de los cuales tiene 98 cm de diámetro. Estos componentes están unidos al plano focal del CCD, que se enfría a -100 ° C con nitrógeno líquido para reducir el ruido térmico en los CCD. El plano focal también se mantiene en un vacío extremadamente bajo de 10 ⁻⁶ Torr para evitar la formación de condensación en los sensores. Toda la cámara con lentes, filtros y CCD pesa aproximadamente 4 toneladas. Cuando se monta en el foco principal, será compatible con un sistema hexápodo que permite un ajuste focal en tiempo real.

Óptica

La cámara está equipada con filtros u, g, r, i, z e Y ^[11] similares a los utilizados en Sloan Digital Sky Survey (SDSS) . Esto permite que DES obtenga mediciones fotométricas de corrimiento al rojo a z≈1, utilizando la ruptura de 400 nm para las galaxias, una característica espectral escalonada que se produce debido a una serie de líneas de absorción de metales ionizados y técnicas de ajuste de curvas de luz para supernova de Tipo Ia. DECam también contiene cinco lentes que actúan como correctores ópticos para extender el campo de visión del telescopio a un diámetro de 2,2 °.

CCD

Imagen simulada de la matriz DECam CCD en el plano focal. Cada rectángulo grande es un solo CCD. El rectángulo verde con un círculo rojo en la esquina superior izquierda muestra el tamaño del CCD de la cámara del iPhone 4 en la misma escala.

El conjunto de sensores científicos de DECam es un conjunto de 62 CCD retroiluminados de 2048 × 4096 píxeles con un total de 520 megapíxeles; Se utilizan 12 CCD adicionales de 2048 × 2048 píxeles (50 Mpx) para guiar el telescopio, monitorear el enfoque y la alineación. El plano focal completo de DECam contiene 570 megapíxeles. Los CCD para DECam utilizan silicio de alta resistividad fabricado por Dalsa y LBNL con píxeles de 15 × 15 micrones. En comparación, el CCD retroiluminado de OmniVision Technologies que se utilizó en el iPhone 4tiene un píxel de 1,75 × 1,75 micrones con 5 megapíxeles. Los píxeles más grandes permiten que DECam recolecte más luz por píxel, mejorando la sensibilidad a la luz baja, lo que es deseable para un instrumento astronómico. Los CCD de DECam también tienen una profundidad de cristal de 250 micrones; esto es significativamente más grande que la mayoría de los CCD de consumo. La profundidad adicional del cristal aumenta la longitud de la trayectoria recorrida al ingresar fotones. Esto, a su vez, aumenta la probabilidad de interaccióny permite que los CCD tengan una mayor sensibilidad a los fotones de menor energía, extendiendo el rango de longitud de onda a 1050 nm. Científicamente, esto es importante porque permite buscar objetos con un mayor corrimiento al rojo, aumentando el poder estadístico en los estudios mencionados anteriormente. Cuando se coloca en el plano focal del telescopio, cada píxel tiene un ancho de 0.263 ″ en el cielo, lo que da como resultado un campo de visión total de 3 grados cuadrados.

Encuesta

La colaboración de DES planea completar un levantamiento de 5000 grados cuadrados en el cielo del sur durante 5 años. Se prevé que la prospección alcance una profundidad de magnitud 24 en la banda i en toda el área. El área de estudio se eligió para superponerse con el área de estudio del Telescopio del Polo Sur porque su técnica de encontrar grupos a través del efecto SZ complementa las técnicas ópticas empleadas por DES. El área de estudio también se superpone con las áreas de estudio para SDSS y Vista Hemisphere Survey porque estos estudios pueden proporcionar más información sobre las galaxias fotografiadas por DES. ^[12] Dentro del área de 5000 grados cuadrados hay cinco parches más pequeños con un total de 30 grados cuadrados que usarán tiempos de exposición más largos y una cadencia de observación más rápida para buscar supernovas.

La primera luz se logró el 12 de septiembre de 2012; ^[13] después de un período de verificación y prueba, las observaciones de estudios científicos comenzaron en agosto de 2013. ^[14] DES observa alrededor de 105 noches por temporada, que duran de agosto a febrero. DES ahora ha completado la toma de imágenes para dos temporadas, el año 1 (agosto de 2013 - febrero de 2014) y el año 2 (agosto de 2014 - febrero de 2015).

Supernovas

Aplicaciones en cosmología

Los astrofísicos descubrieron por primera vez la aceleración cósmica al examinar el brillo aparente de decenas de supernovas distantes de Tipo Ia , estrellas en explosión que se vuelven brevemente tan brillantes como una galaxia entera de miles de millones de estrellas. ^[15]En los modelos líderes actuales de supernovas de Tipo Ia, las explosiones ocurren cuando una estrella enana blanca binaria acrecienta materia de su estrella compañera, se vuelve inestable (el límite de masa cuando la estrella se vuelve inestable todavía está en disputa, pero se cree que es ~ 1.4 masas solares) , y es interrumpido por una gigantesca explosión termonuclear. Aunque existen algunas variaciones, la mayoría de las supernovas de Tipo Ia tienen una curva de luz característica (el gráfico de luminosidad en función del tiempo) con una magnitud absoluta máxima de aproximadamente -19,3. Esta homogeneidad y brillo las convierte en una de las mejores velas estándar para determinar distancias.

Para determinar si la tasa de expansión del universo se acelera o desacelera con el tiempo, los cosmólogos hacen uso de la velocidad finita de la luz . Se necesitan miles de millones de años para que la luz de una galaxia distante llegue a la Tierra. Dado que el universo se está expandiendo , el universo era más pequeño (las galaxias estaban más juntas) cuando se emitió la luz de galaxias distantes. Si la tasa de expansión del universo se acelera debido a la energía oscura, entonces el tamaño del universo aumenta más rápidamente con el tiempo que si la expansión se ralentizara. Usando supernovas, no podemos medir el tamaño del universo en función del tiempo. En cambio, podemos medir el tamaño del universo (en el momento en que explotó la estrella) y la distancia a la supernova. Con la distancia a la supernova en explosión en la mano, los astrónomos pueden usar el valor de la velocidad de la luz junto con la teoría de la relatividad general para determinar cuánto tiempo tardó la luz en llegar a la Tierra. Esto les dice la edad del universo cuando explotó la supernova.

Datos de supernova

Para determinar las distancias, los cosmólogos utilizan el hecho de que las supernovas de Tipo Ia son velas estándar : las estrellas en explosión de este tipo tienen todas casi el mismo brillo o luminosidad absoluta cuando alcanzan su fase más brillante. Al comparar el brillo aparente de dos supernovas (llamado módulo de distancia ), podemos determinar sus distancias relativas.

${\displaystyle m-M=5\log _{10}d_{L}+25}$, donde m es la magnitud aparente , M es la magnitud absoluta y es la distancia de luminosidad a la fuente de luz en unidades de megaparsecs (Mpc).${\displaystyle d_{L}}$

Esto es similar a usar el brillo aparente de los faros de un automóvil por la noche para estimar qué tan lejos está: debido a que la luz obedece a una ley del cuadrado inverso , un automóvil a 200 metros de un observador parecerá tener faros cuatro veces más tenues que uno idéntico. Coche colocado a 100 metros de distancia. Las supernovas de tipo Ia son el equivalente cósmico de los coches con la misma potencia de faros.

Para determinar la segunda pieza del rompecabezas, el tamaño del universo en el momento de la explosión, los astrónomos miden los desplazamientos al rojo de las supernovas a partir de sus líneas espectrales conocidas y de las líneas de emisión en el espectro.de galaxias anfitrionas. Cuando una supernova explota, emite luz en forma de onda. A medida que la onda de luz viaja hacia la Tierra durante miles de millones de años, el universo continúa expandiéndose, estirando esta onda viajera mientras lo hace. Cuanto más se ha expandido el universo entre la explosión y cuando vemos la luz con nuestros telescopios, mayor es el aumento de la longitud de onda de la luz. La luz visible con la longitud de onda más larga es el color rojo, por lo que este proceso de aumento de la longitud de onda de la onda de luz se denomina "desplazamiento al rojo". (Para obtener información adicional sobre los desplazamientos al rojo en DES, haga clic aquí ).

Según la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , la distancia de luminosidad en un universo plano , a un corrimiento al rojo dado, depende de la composición de nuestro Universo y su correspondiente historia de expansión:${\displaystyle d_{L}}$

${\displaystyle d_{L}={\frac {c}{H_{0}}}(1+z)\int _{0}^{z}{\frac {dz}{\sqrt {\Omega _{M}(1+z)^{3}+\Omega _{DE}(1+z)^{3(1+w)}+\Omega _{k}(1+z)^{2}}}}}$

donde es la distancia de luminosidad, z es el corrimiento al rojo, c es la velocidad de la luz, es la tasa de expansión local, es el contenido de materia del universo, es el contenido de energía oscura del universo, debido a la curvatura ( para el universo plano), y${\displaystyle d_{L}}$${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle \Omega _{M}}$${\displaystyle \Omega _{DE}}$${\displaystyle \Omega _{k}}$${\displaystyle \Omega _{k}=0}$${\displaystyle w}$es la ecuación de energía oscura del parámetro de estado. Para diferentes modelos de Universo, podemos inferir la relación de la distancia de luminosidad con el corrimiento al rojo, respectivamente. Comparando el corrimiento al rojo con la distancia de un gran número de supernovas, podemos derivar la historia de la tasa de expansión cósmica (ver el diagrama de Hubble en la parte superior derecha). En 1998, tales mediciones se informaron por primera vez para supernovas a grandes distancias, aquellas que explotaron cuando el universo tenía solo dos tercios de su tamaño actual. Estas supernovas aparecieron aproximadamente un 25% más débiles, es decir, más lejos de lo esperado, un efecto atribuido a la aceleración de la expansión cósmica durante los últimos miles de millones de años. ^[15]

Curvas de luz de supernovas DES simuladas en cuatro bandas.

Los efectos sistemáticos de control y calibración son importantes para que las supernovas de tipo Ia se utilicen como velas estándar para el análisis cosmológico. Un problema importante con el que deben luchar los astrónomos es el efecto de la extinción del polvo , la absorción de luz por las partículas de polvo a lo largo de la línea de observación de la vista sobre la luminosidad de la supernova de tipo Ia. Al analizar las mediciones de una serie de bandas, así como al seleccionar regiones del cielo para la observación que se sabe que sufren menos extinción de polvo, como los polos de la Vía Láctea, se pueden comprender los efectos del polvo.

Mediciones de supernovas en DES

Una serie de estudios cosmológicos ambiciosos de supernovas, incluidos CFHT SNLS , ESSENCE y SDSS-II SN, así como varias búsquedas cercanas han creado un diagrama de Hubble con desplazamiento al rojo z ~ 1. Además, las búsquedas que utilizan el Telescopio Espacial Hubble están ampliando el diagrama SN Hubble más allá de z ~ 1. Tras estos levantamientos terrestres, Dark Energy Survey Continúe este examen descubriendo y realizando mediciones detalladas de varios miles de supernovas con el objetivo de mejorar tanto la precisión estadística de la cosmología de supernovas como el control de errores sistemáticos en el uso de supernovas para medir distancias. El Dark Energy Survey medirá el brillo de alrededor de 3.500 supernovas de Tipo Ia. Estas supernovas están a miles de millones de años luz de distancia de la Tierra. Cuando explotaron los más distantes que DES estudiará, el universo era sólo la mitad del tamaño actual. El Dark Energy Survey observará repetidamente 30 grados cuadrados del cielo,dividido en dos campos profundos y ocho poco profundos, lo que conduce al descubrimiento de aproximadamente 6.000 supernovas, aproximadamente dos tercios de las cuales tendrán datos suficientes a partir de los cuales se pueden realizar mediciones de distancia.

Oscilaciones acústicas bariónicas (BAO)

Descripción general de la física

Las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) se refieren a las oscilaciones dentro del plasma de fotones bariónicos que llenaban el universo primitivo. La presencia de estas oscilaciones impartió una señal característica en el campo de densidad de la materia que se puede ver hoy en el agrupamiento de estructuras en el universo. La escala de longitud a la que se produce esta señal en todo el universo se puede utilizar como regla estándar para restringir la cosmología y, en particular, la evolución de la energía oscura . Las mediciones de BAO forman una parte clave del programa de observación del Dark Energy Survey.

Antes de aproximadamente 380.000 años después del Big Bang, el universo era un plasma denso y caliente que constaba casi en su totalidad de fotones , electrones y protones (los dos últimos de estos componentes a menudo se denominan colectivamente bariones, aunque técnicamente este es un nombre inapropiado). La alta temperatura del universo durante esta época impidió que los electrones y los protones se combinaran para formar átomos neutros. Una consecuencia del alto grado de ionización del universo fue que los bariones permanecieron estrechamente acoplados a los fotones a través de la dispersión de Thomson.. El estrecho acoplamiento a los fotones creó una fuente de presión para los bariones, separándolos, mientras que el campo gravitacional del plasma y la materia oscura actuó para unir los bariones. Esta competencia entre fuerzas (presión y gravedad) permitió que el plasma de fotón-barión soportara ondas de presión que se originaron por las perturbaciones iniciales en el campo de densidad.

Cuando la recombinaciónOcurrió aproximadamente 380.000 años después del Big Bang, los fotones y bariones se desacoplaron entre sí y el plasma perdió su capacidad de soportar ondas sonoras. Una consecuencia de este desacoplamiento fue que las oscilaciones en el plasma fotón-barión se imprimieron en el fluido fotónico; estas son las oscilaciones que observamos en el espectro de potencia angular del Fondo Cósmico de Microondas (CMB). Otra consecuencia del desacoplamiento fue que los bariones perdieron su soporte de presión y comenzaron a colapsar en pozos de potencial gravitacional. Este cambio algo abrupto impartió una ligera sobredensidad de materia en la escala de longitud dada por la distancia que las ondas sonoras podrían haber viajado desde el Big Bang, es decir, el horizonte sonoro. En el universo actual, esta escala de longitud corresponde aproximadamente a 100 Mpc,y el efecto se puede observar buscando oscilaciones en elimporta espectro de potencia , .${\displaystyle P(k)}$

BAO como herramienta para la cosmología

La medición de BAO es una herramienta importante para sondear la cosmología y, en particular, la evolución de la energía oscura. ^{[ cita requerida ]} Como se describió anteriormente, BAO imparte una señal característica en el espectro de potencia de la materia en la escala del horizonte sonoro en la recombinación. Esta señal en el espectro de potencia se puede utilizar como una regla estándar para trazar la evolución del parámetro de Hubble , y la distancia del diámetro angular con corrimiento al rojo. Esto, a su vez, restringe las propiedades de la energía oscura y otros parámetros cosmológicos.${\displaystyle H(z)}$${\displaystyle d_{A}(z)}$

El ángulo subtendido por una regla estándar en función del corrimiento al rojo está relacionado con el parámetro de Hubble, a través del concepto de distancia del diámetro angular . La distancia angular diámetro , , se define como${\displaystyle H(z)}$${\displaystyle d_{A}}$

${\displaystyle d_{A}={\frac {\Delta \chi }{\Delta \theta }}}$,

donde es la extensión física de la regla estándar y es su extensión angular observada. también se puede expresar como una integral sobre :${\displaystyle \Delta \chi }$${\displaystyle \Delta \theta }$${\displaystyle d_{A}}$${\displaystyle H^{-1}(z)}$

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

Para el caso de BAO, el tamaño físico,, de la regla estándar (es decir, el horizonte sonoro en la recombinación) puede limitarse a partir de las mediciones basadas en CMB de y . Como muestra la ecuación anterior, midiendo el ángulo subtendido por la regla estándar como una función del corrimiento al rojo, se está midiendo efectivamente la integral del corrimiento al rojo excesivo. Además, el intervalo de desplazamiento hacia el rojo, , extendida por la regla estándar está directamente relacionado con la constante de Hubble: . Por tanto, en principio, también se puede obtener una medida directa de H (z) midiendo este intervalo de corrimiento al rojo${\displaystyle \Delta \chi }$${\displaystyle \Omega _{M}}$${\displaystyle \Omega _{B}}$${\displaystyle H^{-1}(z)}$${\displaystyle \Delta z}$${\displaystyle \Delta z=H(z)\Delta \chi }$${\displaystyle \Delta z}$. Para el DES, sin embargo, los errores en los corrimientos al rojo fotométricos serán demasiado grandes para hacer posible una determinación de H (z) de esta manera. Debido a que la energía oscura afecta la historia de expansión del universo, medir H (z) puede ayudar a restringir las propiedades de este misterioso componente del universo.

Los pasos necesarios para restringir la cosmología a partir de observaciones BAO son, por lo tanto: ^[16]

1. Realizar un estudio de trazadores del campo de densidad de materia (por ejemplo, galaxias)
2. Calcule el espectro de potencia del campo de densidad de materia a diferentes corrimientos al rojo de estas observaciones
3. Mida el ángulo subtendido por la característica del horizonte sonoro BAO en el espectro de potencia de la materia en diferentes corrimientos al rojo (y, si es posible, el intervalo de corrimiento al rojo asociado con el horizonte sonoro)
4. Calcular (y por tanto la integral de y utilizar para restringir la cosmología${\displaystyle d_{A}(z)}$${\displaystyle 1/H(z)}$

Una advertencia importante relacionada con el primer paso anterior es que el levantamiento debe ser lo suficientemente grande para abarcar realmente la escala del horizonte sonoro. Como se mencionó anteriormente, esta escala corresponde a una distancia de aproximadamente 100 Mpc en la actualidad. Los primeros estudios, como el estudio de desplazamiento al rojo CfA2, cubrieron volúmenes demasiado pequeños para realizar detecciones significativas de la característica BAO. Las encuestas más recientes, como Sloan Digital Sky Survey , y las encuestas futuras, como DES, cubren un volumen suficiente para hacer posible la medición.

Hay una serie de cualidades que hacen de BAO una herramienta útil para investigar la cosmología. Por un lado, las ideas detrás de la técnica son simples: existe una relación directa entre el tamaño físico de la característica BAO, su tamaño angular observado y los términos cosmológicos. En segundo lugar, hacer cosmología con BAO solo requiere una encuesta de gran volumen. Estos sondeos son habituales en astronomía desde hace años. Finalmente, BAO proporciona una prueba de cosmología que es independiente de otras restricciones.

También hay una serie de desafíos importantes inherentes al programa de observación BAO. Por un lado, las mediciones de BAO con desplazamientos al rojo inferiores a aproximadamente 0,3 son imposibles porque el volumen contenido en este desplazamiento al rojo es demasiado pequeño para muestrear completamente la característica BAO. Otra complicación es que la característica BAO en el espectro de potencia se ve afectada por la evolución no lineal del campo de densidad de materia. A medida que crece la estructura en el universo, provoca una ampliación de la característica BAO en el espectro de potencia y un aumento de potencia en escalas más pequeñas. ^[dieciséis]Estos efectos deben tenerse en cuenta al usar BAO para restringir la cosmología. Las observaciones de BAO también se complican por los trazadores comunes del campo de densidad de materia, como las galaxias que están sesgadas: tienden a estar en lugares donde la densidad de materia es más alta. Este sesgo debe tenerse en cuenta para que BAO se utilice para restringir la cosmología. A pesar de estas complicaciones, BAO sigue siendo una herramienta atractiva para la cosmología. ^{[ cita requerida ]}

Observaciones BAO en DES

68% CL pronostica restricciones DES en el plano de las cuatro sondas: BAO, clústeres, lentes débiles y SNe, cada uno combinado con el CMB de Planck anterior; la región roja llena muestra las limitaciones de combinar los cuatro métodos.${\displaystyle w_{0}-w_{a}}$

La muestra de 300 millones de galaxias con desplazamientos al rojo fotométricos precisos , ~ 0.08, hasta z ~ 1.4 proporcionada por DES es muy adecuada para medir BAO para estudiar la energía oscura. El volumen de la encuesta es 20 veces mayor que el de los LRG fotométricos SDSS, lo que permite mediciones de mucha mayor precisión en un rango de corrimiento al rojo mucho más amplio. DES medirá la agrupación en el cielo de cientos de millones de galaxias a diferentes distancias de nosotros. Estas mediciones determinarán la escala angular del horizonte sonoro para galaxias con diferentes corrimientos al rojo. La combinación de esas mediciones proporcionará información sobre la historia de la tasa de expansión cósmica que complementa las mediciones de la supernova Tipo Ia. Definición de una época pivote , en la que la incertidumbre en la ecuación de estado de la energía oscura${\displaystyle \Delta z}$${\displaystyle a_{p}}$${\displaystyle w{(a)}}$se minimiza para una medida dada, la figura de mérito (FoM), que es proporcional al recíproco del área en el plano que encierra la región del 95% CL, es . Con base en el modelo cosmológico fiducial y algunas suposiciones, las restricciones de los parámetros se pueden calcular y limitar.${\displaystyle w_{0}-w_{a}}$${\displaystyle {[\sigma {(w_{p})}\sigma {(w_{a})}]}^{-1}}$

Las principales incertidumbres teóricas en la interpretación de las mediciones de BAO son los efectos de la evolución gravitacional no lineal y del sesgo dependiente de la escala entre las galaxias y la materia oscura. La evolución no lineal borra las oscilaciones acústicas en escalas pequeñas, mientras que tanto el acoplamiento de modo no lineal como el sesgo dependiente de la escala pueden cambiar las posiciones de las características BAO. El sesgo dependiente de la escala a grandes escalas es potencialmente más preocupante para interpretar la forma del espectro de potencia de banda ancha que para la señal BAO. Las simulaciones que estarán disponibles en los próximos años, deberían permitirnos calcular las correcciones debidas a la no linealidad y al sesgo dependiente de la escala con una precisión suficiente para que la incertidumbre sistemática restante sea pequeña en comparación con los errores estadísticos DES a grandes escalas. Además, dado quebispectrum (La transformada de Fourier del acumulante de segundo orden utilizado para buscar interacciones no lineales) responde a la no linealidad y al sesgo de manera diferente al espectro de potencia, la medición de la forma del bispectro angular en DES proporcionará una verificación cruzada de estos efectos, restringir esta dependencia de escala y determinar la eficacia y solidez de incluir la forma de banda ancha en la restricción de la energía oscura.

Los BAO son, en principio, sensibles a la incertidumbre en la varianza, y en el sesgo , de las estimaciones de foto-z en contenedores de desplazamiento al rojo. Para garantizar que las restricciones de los parámetros de energía oscura no se degraden (es decir, los errores aumentan) en no más del 10%, estas incertidumbres en zy por intervalo de desplazamiento al rojo de 0,1 deben mantenerse por debajo de ~ 0,01 (para ) y ~ 0,005 (para ). Estos niveles de rendimiento deben conservarse en DES y, por lo tanto, se espera que las restricciones BAO sean bastante insensibles a las incertidumbres en los parámetros de foto-z.${\displaystyle \Delta \sigma _{z}}$${\displaystyle \Delta z_{\rm {bias}}}$${\displaystyle z_{\rm {bias}}}$${\displaystyle w_{0}}$${\displaystyle w_{a}}$

La deriva fotométrica del punto cero afecta la densidad numérica de galaxias en cada intervalo de desplazamiento al rojo que se encuentran por encima del umbral de detección. La estrategia de levantamiento DES, con sus múltiples mosaicos superpuestos, está diseñada para minimizar las desviaciones fotométricas y hacerlas insignificantes en la escala del campo de visión de DECam. Además del control directo de la estrategia de mosaico, DES tiene una serie de comprobaciones cruzadas internas de tales derivas, incluida la evolución del corrimiento al rojo de las escalas BAO y materia-radiación, correlaciones cruzadas entre diferentes contenedores de foto-z, consistencia con la bispectro y comparación de la forma y características del espectro de potencia para diferentes submuestras de galaxias.

Recuentos de cúmulos de galaxias

Una prueba importante de energía oscura proviene del recuento de cúmulos de galaxias . La idea básica es simple: las teorías cosmológicas predicen la cantidad de halos masivos a lo largo del tiempo que deberían albergar grupos, por lo que compararlos con los conteos observados de grupos nos permite probar estos modelos cosmológicos. La principal fuente de incertidumbre en este método es relacionar las propiedades observables de los conglomerados con la masa del halo y el corrimiento al rojo.

El número de halos masivos depende de la energía oscura de dos formas. Primero, la energía oscura influye en cómo se expande el universo, por lo que afecta cómo crece el volumen con el tiempo. En segundo lugar, el crecimiento gravitacional de los halos a partir de pequeñas fluctuaciones iniciales depende de la mezcla cósmica de materia y energía oscura. Al medir cómo crece la cantidad de clústeres con el tiempo, DES probará las fortalezas relativas de estos dos factores. Los científicos del DES medirán la abundancia de cúmulos en el espacio-tiempo con un corrimiento al rojo de uno cuando el universo tenga menos de la mitad de su edad actual.

A diferencia de los métodos de supernovas y BAO, que son sensibles solo a las distancias cósmicas y, por lo tanto, a la tasa de expansión, los cúmulos de galaxias sondean tanto las distancias como la tasa de crecimiento de la estructura en el universo. Al comparar los resultados entre estas dos clases diferentes de sondas, los cosmólogos pueden determinar si la teoría actual de la gravedad, la Teoría de la Relatividad General de Einstein, es suficiente para explicar la aceleración cósmica.

Predicción de recuentos de cúmulos de galaxias

Una extensa investigación que utiliza métodos de simulación de N-cuerpos ha calibrado formas funcionales que predicen la densidad numérica adecuada de halos de materia oscura por encima de la masa como función y desplazamiento al rojo . Aquí, 'densidad numérica adecuada' significa el número por unidad de volumen físico. Al calcular el elemento de volumen adecuado en función del desplazamiento al rojo, se puede calcular el número de halos masivos por unidad de desplazamiento al rojo y ángulo sólido.${\displaystyle M}$${\displaystyle n(>M,z)}$${\displaystyle d^{2}V}$

Para calcular el elemento de volumen adecuado, primero calculamos el área adecuada ( ) para un desplazamiento al rojo ( ), una coordenada radial ( ) y un ángulo sólido ( ) determinados. Luego calculamos la distancia ( ) en el intervalo de corrimiento al rojo . El volumen adecuado es entonces${\displaystyle dA}$${\displaystyle z}$${\displaystyle r}$${\displaystyle d\Omega }$${\displaystyle dl}$${\displaystyle (z,z+dz)}$

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

Usando la métrica FLRW , el área apropiada viene dada por${\displaystyle dA}$

${\displaystyle dA=a(t_{e})r\ d\theta a(t_{e})r\sin(\theta )d\phi =a_{e}^{2}r^{2}d\Omega ={\frac {a_{0}^{2}r^{2}d\Omega }{(1+z)^{2}}}}$

donde es el factor de escala .${\displaystyle a(t)}$

La distancia en el intervalo de corrimiento al rojo es la distancia que recorre la luz en un tiempo infinitesimal ,${\displaystyle dl}$${\displaystyle (z,z+dz)}$${\displaystyle dt}$

${\displaystyle dl=c\ dt}$

Relacionando esto con el corrimiento al rojo , encontramos${\displaystyle z}$

${\displaystyle dl={\frac {da}{\dot {a}}}={\frac {dz}{(1+z)}}{\frac {a}{\dot {a}}}={\frac {dz}{H(z)(1+z)}}}$

donde está el parámetro de Hubble :${\displaystyle H(z)}$

${\displaystyle H(z)=H_{0}{\sqrt {\sum _{i}\Omega _{i}(1+z)^{3(1-w_{i})}+\Omega _{k}(1+z)^{2}}}}$

por constante .${\displaystyle w_{i}}$

El elemento de volumen adecuado es entonces solo el producto de y :${\displaystyle dA}$${\displaystyle dl}$

${\displaystyle d^{2}V=dA\ dl={\frac {a_{0}^{2}r^{2}(z)}{H(z)(1+z)^{3}}}d\Omega dz}$

Por lo tanto, cuando se combina con la densidad numérica adecuada teóricamente predicha de halos masivos , y asumiendo que cada halo alberga un cúmulo, entonces el número de cúmulos de galaxias por unidad de desplazamiento al rojo por unidad de ángulo sólido es:${\displaystyle n(>M,z)}$

${\displaystyle {\frac {d^{2}N(>M,z)}{dzd\Omega }}=n(>M,z){\frac {d^{2}V}{dzd\Omega }}={\frac {n(>M,z)a_{0}^{2}r^{2}(z)}{H(z)(1+z)^{3}}}}$

Calculando recuentos observables

El Dark Energy Survey medirá el número diferencial de cúmulos de galaxias , en función del desplazamiento al rojo y el tamaño del cúmulo . Aquí, es una medida del número o masa estelar total de galaxias en un cúmulo.${\displaystyle d^{2}N(>\lambda )/dzd\Omega }$${\displaystyle z}$${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle \lambda }$

Los recuentos predichos, para una cosmología dada, vienen dados por una convolución:${\displaystyle d^{2}N(>\lambda )/dzd\Omega }$

${\displaystyle {\frac {d^{2}N(>\lambda ,z)}{dzd\Omega }}={\frac {r^{2}(z)}{H(z)}}\int _{0}^{\infty }{f(>\lambda ,z)d\lambda }\int _{0}^{\infty }{p(\lambda \vert M,z){\frac {dn(M,z)}{dM}}dM}}$

La primera pieza, es la 'función de selección' para la cantidad observable . La segunda función es el núcleo "observable en masa" que da la probabilidad de que un halo con masa y desplazamiento al rojo tenga un valor particular de observable .${\displaystyle f(>\lambda ,z)}$${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle p(\lambda \vert M,z)}$${\displaystyle M}$${\displaystyle z}$${\displaystyle \lambda }$

Finalmente, la función es la "función de masa teórica", la versión diferencial de la función de densidad numérica acumulativa discutida anteriormente.${\displaystyle dn(M,z)/dM}$

Búsqueda de clústeres

En las imágenes fotométricas DES, los cúmulos se encuentran como mejoras localizadas en la densidad de la superficie del cielo de las galaxias. Debido a que la formación de galaxias en cúmulos se acelera en relación con el universo en su conjunto, las galaxias de cúmulos a menudo caen a lo largo de una "secuencia roja" de color similar caracterizada por poblaciones estelares antiguas y evolucionadas. DES es sensible a los cúmulos que contienen galaxias brillantes de secuencia roja. Al buscar el DES se espera detectar alrededor de 200.000 cúmulos de galaxias en una cosmología CDM.${\displaystyle \sim 10}$${\displaystyle z\sim 1}$${\displaystyle \Lambda }$

Para buscar grupos en los datos ópticos, una técnica que utilizará DES se conoce como búsqueda de grupos ópticos de secuencia roja. ^[17] Esta conocida técnica se ha aplicado a muestras de conglomerados más pequeños de las encuestas de conglomerados SDSS y RCS-II.

La mayor incertidumbre sistemática en el uso de cúmulos de galaxias para estudiar cosmología proviene de la relación masa-observable. Las teorías predicen masas de cúmulos de galaxias, mientras que los experimentos miden diferentes cantidades observables (es decir, riqueza óptica) para cúmulos de galaxias. La relación de masa observable para el DES se calibrará directamente utilizando lentes gravitacionales débiles . Al medir la cizalladura cósmica alrededor de los cúmulos, las lentes débiles pueden proporcionar estimaciones de su masa total. Debido a que las mediciones de los conglomerados individuales tienen una relación de señal a ruido baja, los conglomerados DES serán agrupados por ese observable y el corrimiento al rojo. Para cada uno de estos contenedores, el perfil de masa de racimo promedio se calculará usando lentes débiles. Al relacionar la cantidad observable con el perfil de masa de conglomerados calculado, se calibra la relación media de masa observable.

Para abordar la función de selección de la muestra seleccionada ópticamente, la colaboración DES está desarrollando una serie de algoritmos de búsqueda de conglomerados diferentes y los está probando en catálogos sintéticos producidos a partir de simulaciones de N-cuerpos. Los algoritmos de búsqueda de cúmulos se ejecutan en catálogos de galaxias sintéticas derivadas de estas simulaciones para encontrar los halos masivos simulados.

Lente débil

Fuerte lente en el cúmulo Abell 2218. Crédito: NASA / ESA

Los gráficos de la derecha muestran los efectos de las lentes gravitacionales en galaxias circulares (arriba) y elípticas (abajo) en los gráficos de la izquierda. La distorsión que se muestra aquí es muy exagerada en relación con los sistemas astronómicos reales.

La lente gravitacional ocurre cuando la luz de fuentes distantes, como cuásares o galaxias, es desviada por el campo gravitacional de un objeto masivo. Una imagen de Abell 2218 , un cúmulo de galaxias, muestra cómo el campo de materia intermedio distorsiona la luz de las galaxias de fondo. El efecto alrededor del cúmulo es tan fuerte que varias imágenes de la galaxia de origen se ven como arcos. Esto se conoce como lente gravitacional fuerte .

La historia del crecimiento de la estructura a gran escala (LSS) puede darnos una idea de la interacción entre la gravedad y la energía oscura. Sin embargo, la mayor parte de esta estructura está formada por materia oscura , que no puede detectarse por medios astronómicos estándar. El campo gravitacional cosmológico también puede desviar la luz de fuentes distantes, pero en este caso las imágenes de las galaxias se distorsionan, alargan y amplifican en pequeñas cantidades. Esto se conoce como lente gravitacional débil .

Esta pequeña distorsión de la imagen de una galaxias se conoce como cizallamiento cósmico y puede equivaler a un estiramiento típico de una imagen del orden del 2 por ciento. El efecto es demasiado pequeño para medirlo en una galaxia individual. ^[18] Afortunadamente, el mismo campo de densidad de materia afecta a muchas galaxias en la misma parte del cielo y al estudiar un gran número de galaxias en la misma área del cielo, los astrónomos pueden buscar alineaciones en cizalladura cósmica estadísticamente.

Esto se logra midiendo la función de correlación de corte-corte , una función de dos puntos, o su Transformada de Fourier , el espectro de potencia de corte. ^[19] DES medirá el espectro de potencia de corte como una función del corrimiento al rojo fotométrico . Otra estadística que se puede utilizar es la función de correlación angular entre las posiciones de las galaxias en primer plano y la cizalladura de la galaxia fuente, la llamada correlación galaxia-cizalla. ^[20]

Dado que el cizallamiento es sensible al campo de densidad de la materia, que está dominado por la materia oscura, es menos sensible a los efectos bariónicos, aunque dichos efectos pueden tener una contribución lo suficientemente grande a la evolución del espectro de potencia de la materia a escalas pequeñas, de modo que podamos Ya no distingue entre predicciones de modelos interesantes de energía oscura. El cálculo del espectro de potencia de la materia no lineal plantea otro desafío para las mediciones de lentes débiles y debe incluir efectos bariónicos. ^[21]

DES podrá sondear la energía oscura porque las medidas de cizalladura cósmica son sensibles a la evolución del espectro de potencia de la materia (crecimiento lineal de la estructura) y la relación distancia-desplazamiento al rojo (historia de expansión y geometría). Las estadísticas de orden superior, como la función de tres puntos o el bispectro, que combinan las mediciones de la anisotropía de CMBR y la distribución de galaxias, podrán romper las degeneraciones entre la geometría, el crecimiento de la estructura y la curvatura espacial. ^{[21] [ enlace muerto ]}

Sistemática

La capacidad de DES para observar la cizalladura cósmica está limitada por la sistemática del telescopio, el número de galaxias observadas y la correlación intrínseca entre las direcciones de elipse de las galaxias. La sistemática principal del telescopio se describe mediante la función de dispersión de puntosdel telescopio. Las distorsiones en la función de dispersión de puntos causadas por el espejo, la óptica o la geometría de los diversos componentes del telescopio actuarán para producir una imagen de cizalladura cósmica falsa. Estas distorsiones pueden ser causadas por el viento, la contracción térmica, la desalineación o una variedad de otros efectos. Afortunadamente, la mayoría de estos efectos se pueden corregir midiendo activamente la función de dispersión de puntos del telescopio. La función de dispersión de puntos del telescopio se puede medir observando estrellas dentro de nuestra propia galaxia. Cuando el telescopio observa estas estrellas, sus imágenes idealmente serían perfectamente redondas. Sin embargo, las imágenes de estrellas reales tienen aberraciones. La medición de las aberraciones de estrellas puntuales permite aplicar correcciones a las imágenes de galaxias durante el procesamiento.

Dado que la cizalladura cósmica no se puede medir para una sola galaxia y solo se puede detectar estadísticamente a partir de muchas galaxias, el nivel al que se puede medir la cizalladura cósmica depende de la cantidad de galaxias disponibles que se estén lente. Si se puede observar un gran número de galaxias con direcciones de elipse orientadas intrínsecamente al azar en la misma región del cielo, habrá menos error en la medición final de la cizalladura cósmica. Sin embargo, si existe una dirección de elipse intrínseca para un grupo particular de galaxias en una región del cielo, puede producir un valor artificialmente alto para la cizalladura cósmica en esa región.

Resultados

Las mediciones de cizalladura cósmica de las galaxias de fondo infieren el campo de densidad de materia entre los observadores y las galaxias de fondo. Las medidas cuidadosas de esta cizalladura cósmica pueden trazar la distribución de masa en el universo. En abril de 2015, el Dark Energy Survey publicó mapas de masas utilizando medidas de cizalladura cósmica de aproximadamente 2 millones de galaxias a partir de los datos de verificación científica (agosto de 2012 - febrero de 2013). ^[22]

Galaxias enanas

Las galaxias enanas son pequeñas galaxias que van desde cientos hasta unos pocos miles de millones de estrellas. Muchas galaxias grandes, incluida nuestra propia Vía Láctea, tienen varias de estas galaxias enanas más pequeñas orbitando alrededor de ellas. Las imágenes profundas de DES lo convierten en una sonda ideal para encontrar más galaxias enanas o 'satélite' alrededor de nuestra Vía Láctea.

El número de galaxias enanas proporciona información importante sobre la evolución de las galaxias y la estructura del universo. Las simulaciones cosmológicas han tendido a predecir muchas más galaxias enanas alrededor de galaxias grandes de las que vemos alrededor de nuestra Vía Láctea, lo que lleva a lo que se conoce como el problema de los satélites perdidos . Las galaxias enanas también son interesantes porque parecen ser los objetos dominados por la materia más oscura en el universo, según su proporción de masa a luz. Esto los convierte en objetivos interesantes para la detección indirecta de materia oscura .

Resultados

En marzo de 2015, dos equipos publicaron sus descubrimientos de varios candidatos potenciales a galaxias enanas encontradas en los datos del DES del Año 1. ^[23] En agosto de 2015, el equipo de Dark Energy Survey anunció el descubrimiento de ocho candidatos adicionales en los datos del año 2 DES. ^[24] Se necesitarán datos espectroscópicos para confirmar si estos candidatos son verdaderas galaxias enanas o, en cambio, son cúmulos de estrellas dentro de la Vía Láctea. Existe potencial para muchos más descubrimientos de galaxias enanas a medida que DES continúa.

Sistema Solar

DeCam ha descubierto varios planetas menores en el curso de The Dark Energy Survey . Es particularmente adecuado para encontrar objetos transneptunianos de alta inclinación (TNO). ^[25] El proceso consta de varios pasos. Primero, el análisis de las imágenes de campo amplio revela objetos transitorios que se encuentran por sustracción de imágenes. ^[26] A continuación, se rechazan los artefactos y los candidatos de baja calidad. ^[27] Los candidatos restantes forman una lista maestra, donde cada entrada corresponde a un candidato en particular en un momento particular. A partir de esta lista, el software busca pares de observaciones, con no más de 60 noches de diferencia, que sean compatibles con un TNO cuyo perihelio sea superior a 30 AU. Finalmente, el software intenta vincular pares en cadenas, asumiendo que el mismo objeto podría ser responsable de todas las observaciones en la cadena. Si el ajuste a todas las observaciones de la cadena es suficientemente bueno, entonces se ha encontrado un objeto y se envía al Minor Planet Center , o MPC.

El MPC ha asignado el código IAU W84 para las observaciones de DeCam de pequeños cuerpos del Sistema Solar. A partir de octubre de 2019, el MPC acredita de manera inconsistente el descubrimiento de 9 planetas menores numerados, todos ellos objetos transneptunianos , a "DeCam" o "Dark Energy Survey". ^[1] La lista no contiene ningún planeta menor innumerado potencialmente descubierto por DeCam, ya que los créditos de descubrimiento solo se otorgan sobre la numeración de un cuerpo, que a su vez depende de una determinación de la órbita suficientemente segura.

Lista de planetas menores descubiertos

(451657) 2012 WD 36 [28]	19 de noviembre de 2012	lista
(471954) 2013 RM 98 [29]	8 de septiembre de 2013	lista
(472262) 2014 QN 441 [30]	18 de agosto de 2014	lista
(483002) 2014 QS 441 [31]	19 de agosto de 2014	lista
(491767) 2012 VU 113 [32]	15 de noviembre de 2012	lista
(491768) 2012 VV 113 [33]	15 de noviembre de 2012	lista
(495189) 2012 VR 113 [34]	28 de septiembre de 2012	lista
(495190) 2012 VS 113 [35]	12 de noviembre de 2012	lista
(495297) 2013 TJ 159 [36]	13 de octubre de 2013	lista
Los descubrimientos se atribuyen a "DECam" y "Dark Energy Survey", respectivamente.

Gestión de datos

Las imágenes de la encuesta son procesadas por el Dark Energy Survey Data Management System, que se centra en el Centro Nacional de Aplicaciones de Supercomputación de la Universidad de Illinois en Urbana Champaign. El DES publicará las imágenes DECAM sin procesar y reducidas de la encuesta después de un período de propiedad de un año, a través de sus portales en NCSA. El DESDM también hará dos publicaciones completas de sus productos de datos, una aproximadamente a la mitad de la encuesta y una publicación final al final de la encuesta.

Referencias

1. "Descubridores de planetas menores (por número)" . Minor Planet Center . 15 de noviembre de 2016 . Consultado el 27 de enero de 2017 .
2. Inicio - The Dark Energy Survey
3. Página de colaboración DES, Colaboradores DES.
4. DES-Brazil Archivado 2014-10-22 en Wayback Machine , DES-Brazil Consortium.
5. Cámara de Energía Oscura (DECam) , Observatorio Interamericano Cerro Tololo .
6. Noticias sobre Flash Code Noticias sobre la primera simulación exitosa en 3D de una supernova de tipo IA.
7. http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?articleid=1362394
8. Presentación de DECam Archivado el 27 de septiembre de 2011 en Wayback Machine , Pdf Presentación sobre los detalles específicos sobre cómo funciona un dispositivo CCD y sobre las propiedades específicas del DECam, realizado por un especialista de Fermilab.
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23. Los científicos encuentran candidatos a galaxias satélite enanas raras en los datos de Dark Energy Survey
24. Ocho candidatos a galaxias ultra débiles descubiertos en el segundo año de la Dark Energy Survey
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28. https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2451657
29. https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2471954
30. https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2472262
31. https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2483002
32. https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2491767
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34. https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2495189
35. https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2495190
36. https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2495297

Enlaces externos

• Sitio web de Dark Energy Survey
• Programa de Ciencias de la Encuesta de Energía Oscura (PDF)
• Gestión de datos de encuestas de energía oscura