El grado angular Escala Interferómetro ( DASI ) era un telescopio instalado en los EE.UU. National Science Foundation 's Estación del Polo Sur Amundsen-Scott en la Antártida . Era un interferómetro de 13 elementos que operaba entre 26 y 36 GHz ( banda Ka ) en diez bandas. El instrumento es similar en diseño al Cosmic Background Imager (CBI) y al Very Small Array (VSA). En 2001, el equipo de DASI anunció las mediciones más detalladas de la temperatura o espectro de potencia del fondo cósmico de microondas (CMB). Estos resultados contenían la primera detección de la segunda y tercerapicos acústicos en el CMB, que fueron evidencia importante para la teoría de la inflación . Este anuncio se realizó junto con el experimento BOOMERanG y MAXIMA . [1] En 2002, el equipo informó de la primera detección de anisotropías de polarización en el CMB. [2]
Parte de | Estación Amundsen – Scott South Pole |
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Ubicación (es) | Polo Sur , zona del Tratado Antártico |
Coordenadas | 90 ° 00′S 139 ° 16′W / 90 ° S 139,27 ° WCoordenadas : 90 ° 00′S 139 ° 16′W / 90 ° S 139,27 ° W |
Organización | Centro de Investigación Astrofísica en la Antártida Fundación Nacional de Ciencias de la Universidad de Chicago |
Altitud | 2.800 m (9.200 pies) |
Longitud de onda | 0,83 cm (36 GHz) –1,2 cm (25 GHz) |
Construido | 1999-2000 |
Estilo telescopio | experimento de fondo de microondas cósmico radio interferómetro |
Numero de telescopios | 13 |
Diámetro | 20 cm (7,9 pulgadas) |
Montaje | monte altazimut |
Sitio web | astro |
En 2005, la montura DASI vacante se utilizó para el experimento QUaD , que fue otro generador de imágenes CMB enfocado en el espectro del modo E. [3] En 2010, la montura DASI fue nuevamente reutilizada para Keck Array , [4] que también mide la anisotropía de polarización CMB.
Introducción
El CMB se creó cuando el universo tenía aproximadamente 380.000 años, [5] cuando la niebla de plasma opaco que existía después del Big Bang comenzó a recombinarse en átomos de hidrógeno y permitió que los fotones viajaran libremente a través del espacio. Desde entonces, esta radiación ha sido desplazada al rojo por la expansión del universo y puede verse débilmente en la parte de microondas del espectro electromagnético . En 1992 se observó que existen anisotropías muy leves en la temperatura efectiva del CMB, [6] y se equipó el telescopio DASI para medir con precisión estas anisotropías de temperatura y luego para detectar la polarización; el primero en mirar la polarización del CMB. La teoría ΛCDM (energía oscura y materia oscura fría), considerada como el modelo estándar de cosmología, predijo la polarización del CMB debido a los efectos de dispersión de los primeros átomos del universo. El líder del proyecto, John Carlstrom, dijo que si no se hubiera encontrado la polarización, los astrofísicos tendrían que rechazar todas sus interpretaciones de datos recientes. [7]
Construcción
Localización
El telescopio DASI se instaló durante el verano austral de 1999-2000, en el interior de las dos torres del Observatorio Martin A. Pomerantz en la estación Amundsen-Scott del Polo Sur, a 0,7 km del polo sur geográfico . [8] El sitio del polo sur es una ubicación excepcional para este tipo de telescopio debido a las condiciones atmosféricas extremadamente favorables. La gran altitud y la sequedad extrema significan que el aire es más delgado y contiene mucho menos vapor de agua que en otros climas, lo cual es importante ya que el agua absorbe bien la radiación de microondas y bloquea una parte de la señal CMB. Además, el sol solo es visible durante seis meses del año, lo que niega la necesidad de proteger el telescopio durante ese tiempo. [9]
Otros telescopios que han estado o están en la estación incluyen el Viper , Python y el South Pole Telescope . [10] Consulte el artículo de la estación Amundsen-Scott South Pole Station para obtener una lista de experimentos astrofísicos en el sitio.
Diseño
El DASI era un interferómetro compacto formado por 13 pequeños elementos de telescopio en un patrón con tres líneas de simetría. Cada uno de los 13 telescopios tenía un cuerno corrugado con lentes de 20 centímetros (7,9 pulgadas) , con una cubierta corrugada para reducir la diafonía entre las antenas. Cada uno de los telescopios tenía un amplificador de transistor de alta movilidad de electrones (HEMT) que trabajaba en las frecuencias de 26 a 36 GHz ( banda Ka ), enfriado criogénicamente a aproximadamente 10K. Las temperaturas de ruido del receptor oscilaron entre 15K y 26K en el centro de la banda y 30K en los bordes. La temperatura general del sistema alcanzó aproximadamente 26K. [8] [9]
Para las observaciones de polarización, el telescopio fue reconfigurado durante el verano austral 2000-2001 con polarizadores acromáticos , proporcionando al telescopio sensibilidad en los cuatro parámetros de Stokes . [11]
La montura del telescopio tenía un diseño de altitud-azimut (altazimut) , con un engranaje compensado y un impulso de elevación de piñón , que proporcionaba una gran estabilidad al rastrear y apuntar. La montura tenía una construcción de caja de acero pesada , que era necesaria para garantizar la estabilidad de la masa de 35.000 libras (16.000 kg) del telescopio. [8]
El telescopio fue diseñado para proporcionar los resultados más confiables posibles minimizando cualquier factor que pudiera afectar las imágenes producidas, por ejemplo, la torre de 11 metros (36 pies) donde se ubicó el telescopio se aisló mecánicamente para evitar vibraciones del resto del edificio. afectando al equipo. [8] El telescopio estaba dentro de una gran cúpula invertida que servía como escudo de tierra para minimizar la interferencia de radiación térmica de la tierra. [9]
Para evitar la exposición humana a las temperaturas de -60 ° C (-76 ° F) del invierno antártico, había un dosel entre el telescopio y el escudo de tierra que creaba una cabina sellada que permitía el acceso por escalera a los instrumentos sin dejar la seguridad de el edificio. [9]
El diseño del DASI era muy similar al del VSA y el CBI. El equipo electrónico detrás de CBI y DASI era en realidad idéntico al igual que las frecuencias de 26-36 GHz operadas. Sin embargo, el CBI fue diseñado para escalas angulares más pequeñas, por lo que tenía una mayor resolución en un área más pequeña del cielo, por lo que tenía platos de 0,9 m en lugar de los cuernos de 20 cm de DASI. [12] El VSA también era similar en concepto y operaba a la misma frecuencia, pero operaba a pequeñas resoluciones triangulares de 0.2-3 °. [13]
Fondos
El proyecto fue financiado por la oficina de programas polares de la National Science Foundation (NSF), primero a través del Centro de Investigación Astrofísica en la Antártida y luego directamente a través de la oficina. Además, contó con el apoyo del Centro de Física Cosmológica de Chicago. [14]
Resultados
DASI hizo sus primeras observaciones durante 97 días durante el invierno austral del 2000, midiendo las anisotropías de temperatura del CMB en 32 áreas circulares del cielo aproximadamente adyacentes, cada una de 3,4 ° de diámetro. Estas observaciones fueron muy sensibles, típicamente con una precisión rms de 10μK. Después de otro conjunto de mediciones en 2001, el equipo informó los resultados de las primeras mediciones del segundo y tercer picos acústicos en el espectro de potencia del CMB, [8] [15] [16] el primero había sido descubierto por experimentos anteriores MAT / TOCO , BOOMERanG y MAXIMA. [17] Los cortes de los datos de DASI se realizaron con una estricta prueba de "navaja" que eliminó los datos que se recopilaron cuando se excedieron ciertos parámetros, por ejemplo, si el sol se elevaba más de 5 ° sobre el horizonte, o había una gran desviación o ruido excesivo en los datos que sugiere una falla de hardware. Esta es una práctica estándar que sacrifica algo de precisión para mejorar la confiabilidad. [11]
En diciembre de 2002, el equipo de DASI informó del descubrimiento de anisotropías de polarización en el CMB. Esto siguió a 2 años y 271 días de observaciones de dos de las áreas FWHM anteriores de 3,4 ° de diámetro . Se cortaron 22 días de datos. [2] [11]
El experimento continuó durante el invierno austral de 2003 y los nuevos datos confirmaron las conclusiones de los dos años anteriores. [18]
Conclusiones
El descubrimiento en 2001 de los picos acústicos segundo y tercero en el CMB fue una prueba importante para la teoría de la inflación de la expansión del universo . Según la teoría, los picos acústicos son causados por las oscilaciones de la materia durante el Big Bang , que deberían medirse como una frecuencia o tono principal, con una serie de sobretonos o armónicos. El primer pico acústico representa el tono principal, y los picos segundo y tercero descubiertos por DASI representan los armónicos segundo y tercero. Estas lecturas también pueden usarse para medir la densidad bariónica del universo temprano, [16] y estas mediciones proporcionaron evidencia de la existencia de materia oscura y energía oscura. [1] Desde entonces, se ha convertido en el modelo estándar de cosmología de ΛCDM.
A partir de los resultados de polarización más recientes, los científicos podrían tener una "alta confianza" en la presencia de modos E en el CMB, lo que se suma a la evidencia que respalda el modelo estándar de cosmología ΛCDM; los datos también son útiles para comprender la distribución de masa del universo primitivo. Las anisotropías de temperatura revelaron la existencia de formaciones de materia en el universo temprano, y la polarización reveló cómo se movían estas formaciones. [7] También se pensó que los desarrollos en la técnica interferométrica logrados por este proyecto serían útiles para futuros proyectos que buscan descubrir modos B como evidencia de ondas gravitacionales . Sin embargo, el DASI no era lo suficientemente grande como para ser útil en la búsqueda de modos B y, habiendo logrado lo que había sido diseñado, fue desmantelado. [18]
Referencias
- ↑ a b Glanz, James (30 de abril de 2001). "Escuche atentamente: de Tiny Hum Came Big Bang" . The New York Times . Consultado el 4 de agosto de 2014 .
- ^ a b Leitch, EM; et al. (Diciembre de 2002). "Medida de polarización con el interferómetro de escala angular de grados". Naturaleza . 420 (6917): 763–771. arXiv : astro-ph / 0209476 . Código bibliográfico : 2002Natur.420..763L . doi : 10.1038 / nature01271 . PMID 12490940 .
- ^ Ade, P .; Bock, J .; Bowden, M .; Marrón, ML; Cahill, G .; Carlstrom, JE; Castro, PG; Church, S .; Culverhouse, T .; Friedman, R .; Ganga, K .; Gear, WK; Hinderks, J .; Kovac, J .; Lange, AE; Leitch, E .; Melhuish, SJ; Murphy, JA; Orlando, A .; Schwarz, R .; O'Sullivan, C .; Piccirillo, L .; Pryke, C .; Rajguru, N .; Rusholme, B .; Taylor, AN; Thompson, KL; Wu, EYS; Zemcov, M. (10 de febrero de 2008). "Espectros de potencia de polarización y temperatura QUaD CMB de la primera temporada". El diario astrofísico . 674 (1): 22-28. arXiv : 0705.2359 . Código Bibliográfico : 2008ApJ ... 674 ... 22A . doi : 10.1086 / 524922 .
- ^ "Descripción general de Keck Array" . harvard.edu . NSF . Consultado el 28 de julio de 2014 .
- ^ Enßlin, Dr. Torsten. "Planck revela un Universo casi perfecto" . Max-Planck-Gesellschaft . Consultado el 3 de junio de 2013 .
- ^ Sanders, R .; Kahn, J. (13 de octubre de 2006). "UC Berkeley, cosmólogo de LBNL George F. Smoot recibió el Premio Nobel de Física 2006" . Noticias de UC Berkeley . Consultado el 11 de diciembre de 2008 .
- ^ a b "El descubrimiento apoya las visiones paradójicas del universo de los astrónomos" . uchicago.edu . La oficina de noticias de la Universidad de Chicago . Consultado el 25 de julio de 2014 .
- ^ a b c d e Leitch, EM; et al. (Marzo de 2002). "Diseño de Experimentos y Observaciones de Primera Temporada con el Interferómetro de Escala Angular de Grado". El diario astrofísico . 568 (1): 28–37. arXiv : astro-ph / 0104488 . Código bibliográfico : 2002ApJ ... 568 ... 28L . doi : 10.1086 / 338878 .
- ^ a b c d Halverson, NW; et al. (31 de julio de 1998). "DASI: un interferómetro de escala angular de grados para obtener imágenes de anisotropía en el fondo de microondas cósmico" . Telescopios de tecnología avanzada MMW, radio y terahercios . SPIE 3357: 416–423. Código de Bibliografía : 1998SPIE.3357..416H . CiteSeerX 10.1.1.25.856 . doi : 10.1117 / 12.317374 . Consultado el 25 de julio de 2014 .
- ^ "UANT Outreach- Amundsen-Scott Station Campus" . antarcticaedu.com . Universidad de la Antártida. Archivado desde el original el 17 de agosto de 2014 . Consultado el 28 de julio de 2014 .
- ^ a b c Kovac, JM; Leitch, EM; Pryke, C .; Carlstrom, JE; Halverson, NW; Holzapfel, WL (19 de diciembre de 2002). "Detección de polarización en el fondo cósmico de microondas mediante DASI". Naturaleza . 420 (6917): 772–787. arXiv : astro-ph / 0209478 . Código bibliográfico : 2002Natur.420..772K . doi : 10.1038 / nature01269 . PMID 12490941 .
- ^ "Imager de fondo cósmico" . caltech.edu . Caltech . Consultado el 4 de agosto de 2014 .
- ^ "Observatorio de radioastronomía Mullard The Very Small Array (VSA)" . cam.ac.uk . Universidad de Cambridge . Consultado el 4 de agosto de 2014 .
- ^ "Interferómetro de escala angular de grados" . uchicago.edu . Universidad de Chicago . Archivado desde el original el 10 de diciembre de 2010 . Consultado el 28 de julio de 2014 .
- ^ Halverson, NW; Leitch, EM; Pryke, C .; Kovac, J .; Carlstrom, JE; Holzapfel, WL; Dragovan, M .; Cartwright, JK; Mason, BS; Padin, S .; Pearson, TJ; Cabeza lectora, ACS; Shepherd, MC (20 de marzo de 2002). "Primeros resultados del interferómetro de escala angular de grados: una medición del espectro de potencia angular de fondo de microondas cósmico". El diario astrofísico . 568 (1): 38–45. arXiv : astro-ph / 0104489 . Código Bibliográfico : 2002ApJ ... 568 ... 38H . doi : 10.1086 / 338879 .
- ^ a b Pryke, C .; Halverson, NW; Leitch, EM; Kovac, J .; Carlstrom, JE; Holzapfel, WL; Dragovan, M. (20 de marzo de 2002). "Extracción de parámetros cosmológicos de la primera temporada de observaciones con el interferómetro de escala angular de grados" (PDF) . El diario astrofísico . 568 (1): 46–51. arXiv : astro-ph / 0104490 . Código Bibliográfico : 2002ApJ ... 568 ... 46P . doi : 10.1086 / 338880 .
- ^ Miller, A .; Beach, J .; Bradley, S .; Caldwell, R .; Chapman, H .; Devlin, MJ; Dorwart, WB; Herbig, T .; Jones, D .; Monnelly, G .; Netterfield, CB; Nolta, M .; Page, LA; Puchalla, J .; Robertson, T .; Torbet, E .; Tran, HT; Vinje, WE (junio de 2002). "Los experimentos QMAP y MAT / TOCO para medir la anisotropía en el fondo cósmico de microondas". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 140 (2): 115-141. arXiv : astro-ph / 0108030 . Código bibliográfico : 2002ApJS..140..115M . doi : 10.1086 / 339686 .
- ^ a b Leitch, EM; Kovac, JM; Halverson, NW; Carlstrom, JE; Pryke, C .; Smith, MWE (mayo de 2005). "Interferómetro de escala angular de grado Resultados de polarización de fondo de microondas cósmico de 3 años". El diario astrofísico . 624 (1): 10-20. arXiv : astro-ph / 0409357 . Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 624 ... 10L . doi : 10.1086 / 428825 .
enlaces externos
- Artículo de Nature sobre el descubrimiento de la polarización CMB