Sådan fungerer DESI

Ideen i én cyklus

Alt, hvad DESI gør, gentager den samme løkke:

vælg 5.000 galakser → indsaml lyset fra hver af dem separat → opdel lyset i dets farver → mål rødforskydningen → placer galaksen på et 3D-kort.

Gør det for millioner af objekter på tværs af himlen og gennem kosmisk tid, så bærer det kort, der vokser frem, et aftryk af, hvordan universet har udvidet sig.

At vælge, hvad der skal observeres

DESI afsøger ikke himlen i blinde. Det tager udgangspunkt i eksisterende vidvinkelbilleder og udvælger de mest nyttige mål efter deres lysstyrke, form og farve. Hovedgrupperne er:

• lysstærke galakser, der ligger forholdsvis tæt på;
• lysstærke røde galakser — massive og fjernere;
• emissionslinjegalakser, hvis spektre har skarpe træk, der er lette at genkende;
• kvasarer, strålende fyrtårne, som bruges til at undersøge det fjerneste univers og gassen mellem os og dem.

Farverne giver et groft skøn over et objekts type og afstand. DESI foretager derefter den præcise måling med sine spektrografer.

Fem tusind robotter og fibre

DESI sidder på Nicholas U. Mayall-teleskopet på 4 meter ved Kitt Peak i Arizona. Et sæt store linser fokuserer lyset på et krumt fokalplan, der er omkring 0,8 meter bredt og dækker et område på himlen på omtrent 3 grader — et enormt synsfelt for en spektrograf.

Fokalplanet er opdelt i ti kileformede sektioner, og hver rummer 500 små robotter: i alt 5.000 robotstyrede positioneringsenheder. Hver robot bærer spidsen af en tynd optisk fiber. Før hver eksponering beregner software, hvor hvert mål vil ramme fokalplanet, og styrer hver fiber hen til sit mål — som at placere 5.000 mikroskopiske sugerør over 5.000 lyspunkter på én gang. Fibre ved siden af hinanden skal undgå kollisioner, så ikke alle mål i et tæt område kan indfanges på én gang; himlen observeres igen med andre tildelinger.

Fra lys til spektrum

Under eksponeringen indsamler hver fiber lyset fra det ene objekt, den er rettet mod. Lyset bevæger sig derefter gennem fiberbundter til ti spektrografer, som hver forsynes af 500 fibre. Hver spektrograf spreder lyset over tre bølgelængdebånd, fra nær ultraviolet til nær infrarødt, omtrent 360 til 980 nanometer.

Resultatet er ikke et fotografi, men et spektrum for hvert objekt: en kurve over lysstyrke som funktion af bølgelængde, med toppe og dale dér, hvor kemiske grundstoffer, stjerner og gas udsender eller absorberer lys.

Fra spektrum til rødforskydning

Bølgelængderne for disse spektrallinjer er målt i laboratoriet. Fra en fjern galakse ankommer de strakt til længere bølgelængder, fordi universets ekspansion strakte lyset på vej til os. Strækningens størrelse er rødforskydningen, z:

z = (observeret bølgelængde − udsendt bølgelængde) / udsendt bølgelængde.

Hvis en linje, der burde ligge ved 500 nm, ses ved 750 nm, er dens rødforskydning (750 − 500) / 500 = 0,5. En større kosmologisk rødforskydning betyder generelt ældre lys fra større afstand. DESI’s pipeline kalibrerer hvert spektrum, identificerer objektet og rapporterer en rødforskydning sammen med, hvor pålidelig den er.

Fra rødforskydninger til et 3D-kort

For hver galakse kender DESI to vinkler på himlen og, ud fra rødforskydningen, omtrent hvor langt væk langs synslinjen den befinder sig. Når millioner af sådanne lægges sammen, træder det kosmiske net frem: filamenter af galakser, tætte galaksehobe, væglignende flader og store, næsten tomme hulrum.

Her er en subtilitet. En rødforskydning er ikke automatisk en præcis afstand — for at omregne den ene til den anden skal man vide, hvordan universet har udvidet sig. Og denne ekspansionshistorie er netop det, DESI forsøger at måle. Kortet og målingen er det samme problem set fra to sider.

Hvordan et kort bliver et mål for mørk energi

DESI aflæser hovedsageligt mørk energi gennem to statistiske træk i kortet.

Det første er baryonakustiske oscillationer, eller BAO — en standardlineal, der er fastfrosset fra det tidlige univers. Før der fandtes stjerner, bevægede trykbølger sig gennem det varme plasma af stof og lys. Da universet kølede af, og bølgerne standsede, efterlod de en svagt foretrukken afstand mellem galakser, en komovende skala på omkring 490 millioner lysår — en afstand, hvor universets ekspansion er regnet ud, så den kan sammenlignes på tværs af epoker. Fordi den sande længde kendes fra fysikken i det tidlige univers, kan DESI måle, hvor stor linealen ser ud ved forskellige rødforskydninger — på tværs af himlen og langs synslinjen — og kortlægge, hvor hurtigt universet udvidede sig i hver epoke. Hvis mørk energi har ændret sig gennem kosmisk tid, viser det sig som en ændring i ekspansionshistorien.

Det andet er rødforskydningsrumsforvrængninger, eller RSD. Galakser følger ikke kun den kosmiske ekspansion; de falder også mod hobe og filamenter. Disse ekstra bevægelser forskyder rødforskydningerne en smule og presser statistisk det kosmiske net sammen langs synslinjen. Effektens styrke fortæller, hvor hurtigt strukturer vokser under tyngdekraften — noget accelereret ekspansion har en tendens til at bremse. Ved at sammenligne de to kan kosmologer afprøve tyngdekrafts- og mørkenergimodeller mod hinanden.

Mørk energi ses altså aldrig direkte. Den udledes af hvordan ekspansionshastigheden ændrer sig over tid, målt mod den akustiske lineal og strukturernes vækst.

Hvad DESI ikke gør

DESI registrerer ikke partikler af mørk energi, fotograferer ikke et usynligt stof og afstandsmåler ikke hver galakse direkte. Det, DESI måler meget præcist, er spektre, rødforskydninger, galaksernes statistiske fordeling og hvordan denne fordeling ændrer sig mellem kosmiske epoker. Mørk energi er den fysiske forklaring, der sættes på prøve, når disse målinger sammenlignes med kosmologiske modeller — ikke noget instrumentet registrerer.

I én sætning

DESI aflæser de lysende stregkoder fra millioner af galakser, bygger et tredimensionelt kort over universet ud fra deres rødforskydninger og leder i kortets mønster efter spor af, hvordan den kosmiske ekspansion har ændret sig over tid.