Wie DESI funktioniert

Die Idee in einem Zyklus

Alles, was DESI tut, wiederholt eine Schleife:

5.000 Galaxien auswählen -> das Licht jeder einzelnen getrennt sammeln -> dieses Licht in seine Farben zerlegen -> die Rotverschiebung messen -> die Galaxie in eine 3D-Karte einordnen.

Wiederholt man das für Millionen von Objekten, quer über den Himmel und durch die kosmische Zeit, trägt die entstehende Karte den Fingerabdruck davon, wie sich das Universum ausgedehnt hat.

Auswählen, was beobachtet wird

DESI durchkämmt den Himmel nicht blind. Es geht von bereits vorhandenen großflächigen Durchmusterungsbildern aus und wählt die nützlichsten Ziele nach Helligkeit, Form und Farbe aus. Die wichtigsten Fänge sind:

• helle, relativ nahe Galaxien;
• leuchtkräftige rote Galaxien, massereich und weiter entfernt;
• Emissionslinien-Galaxien, deren Spektren scharfe, leicht erkennbare Merkmale tragen;
• Quasare, strahlende Leuchtfeuer, mit denen das fernste Universum und das Gas zwischen uns und ihnen erkundet werden.

Die Farben liefern eine grobe Schätzung von Typ und Entfernung eines Objekts. Die präzise Messung macht DESI dann mit seinen Spektrografen.

Fünftausend Roboter und Fasern

DESI sitzt auf dem Nicholas U. Mayall 4-Meter-Teleskop auf dem Kitt Peak in Arizona. Ein Satz großer Linsen bündelt das Licht auf eine gekrümmte Fokalebene von etwa 0,8 Metern Durchmesser, die einen Himmelsausschnitt von rund 3 Grad Breite abdeckt: ein enormes Feld für einen Spektrografen.

Diese Fokalebene ist in zehn keilförmige Abschnitte unterteilt, und jeder trägt 500 kleine Roboter: insgesamt 5.000 robotische Positionierer. Jeder Roboter hält die Spitze einer dünnen Glasfaser. Vor jeder Belichtung berechnet die Software, wo jedes Ziel auf der Fokalebene landen wird, und fährt jede Faser auf ihr Ziel: als würde man 5.000 mikroskopische Strohhalme gleichzeitig über 5.000 Lichtpunkte setzen. Benachbarte Fasern müssen Kollisionen vermeiden, deshalb lässt sich in einem dicht besetzten Feld nicht jedes Ziel in einem Durchgang erfassen; der Himmel wird mit anderen Zuordnungen erneut besucht.

Vom Licht zum Spektrum

Während der Belichtung sammelt jede Faser das Licht des einen Objekts, auf das sie ausgerichtet wurde. Das Licht läuft dann durch Faserbündel zu zehn Spektrografen, die jeweils von 500 Fasern gespeist werden. Jeder Spektrograf verteilt das Licht auf drei Wellenlängenbänder, vom nahen Ultraviolett bis zum nahen Infrarot, etwa 360 bis 980 Nanometer.

Das Ergebnis ist keine Fotografie, sondern ein Spektrum für jedes Objekt: eine Kurve der Helligkeit über der Wellenlänge, mit Spitzen und Senken dort, wo chemische Elemente, Sterne und Gas Licht aussenden oder absorbieren.

Vom Spektrum zur Rotverschiebung

Diese Spektrallinien haben im Labor gemessene Wellenlängen. Aus einer fernen Galaxie kommen sie zu größeren Wellenlängen gedehnt an, weil die Expansion des Universums das Licht auf seinem Weg zu uns gedehnt hat. Das Maß der Dehnung ist die Rotverschiebung, z:

z = (beobachtete Wellenlänge - emittierte Wellenlänge) / emittierte Wellenlänge.

Wird eine Linie, die bei 500 nm liegen sollte, bei 750 nm beobachtet, beträgt ihre Rotverschiebung (750 - 500) / 500 = 0,5. Eine größere kosmologische Rotverschiebung bedeutet in der Regel älteres Licht aus größerer Entfernung. Die Pipeline von DESI kalibriert jedes Spektrum, identifiziert das Objekt und liefert eine Rotverschiebung zusammen mit der Angabe, wie zuverlässig diese Messung ist.

Von Rotverschiebungen zu einer 3D-Karte

Für jede Galaxie kennt DESI zwei Winkel am Himmel und, aus der Rotverschiebung, ungefähr wie weit entlang der Sichtlinie sie liegt. Stapelt man Millionen solcher Messungen übereinander, erscheint das kosmische Netz: Filamente aus Galaxien, dichte Haufen, flächige Wände und riesige, nahezu leere Leerräume.

Hier gibt es eine Feinheit. Eine Rotverschiebung ist nicht automatisch eine exakte Entfernung: Um das eine in das andere zu übersetzen, muss man wissen, wie sich das Universum ausgedehnt hat. Und genau diese Expansionsgeschichte will DESI messen. Die Karte und die Messung sind dasselbe Problem, von zwei Seiten betrachtet.

Wie aus einer Karte eine Messung der Dunklen Energie wird

DESI liest die Dunkle Energie vor allem aus zwei statistischen Merkmalen der Karte ab.

Das erste ist die baryonische akustische Oszillation, kurz BAO: ein Standardlineal, eingefroren im frühen Universum. Bevor es Sterne gab, liefen Druckwellen durch das heiße Plasma aus Materie und Licht; als das Universum abkühlte und die Wellen zum Stillstand kamen, hinterließen sie einen leicht bevorzugten Abstand zwischen Galaxien, eine mitbewegte Skala von etwa 490 Millionen Lichtjahren, das heißt eine Entfernung, aus der die Expansion des Universums herausgerechnet ist, damit sie sich über Epochen hinweg vergleichen lässt. Weil diese wahre Länge aus der Physik des frühen Universums bekannt ist, kann DESI messen, wie groß das Lineal bei verschiedenen Rotverschiebungen erscheint, quer über den Himmel und entlang der Sichtlinie, und so nachzeichnen, wie schnell sich das Universum in jeder Epoche ausdehnte. Hat sich die Dunkle Energie im Laufe der kosmischen Zeit verändert, zeigt sich das als Veränderung in dieser Expansionsgeschichte.

Das zweite sind die Verzerrungen im Rotverschiebungsraum, kurz RSD. Galaxien reiten nicht nur auf der kosmischen Expansion; sie fallen auch auf Haufen und Filamente zu. Diese zusätzlichen Bewegungen verschieben die Rotverschiebungen leicht und stauchen das kosmische Netz statistisch entlang der Sichtlinie. Wie stark der Effekt ist, verrät, wie schnell Strukturen unter der Schwerkraft wachsen, ein Wachstum, das die beschleunigte Expansion tendenziell bremst. Der Vergleich der beiden Messungen erlaubt es den Kosmologen, Gravitation und Modelle der Dunklen Energie gegeneinander zu testen.

Die Dunkle Energie wird also nie direkt gesehen. Sie wird daraus erschlossen, wie sich die Expansionsrate im Laufe der Zeit ändert, gemessen am akustischen Lineal und am Wachstum der Strukturen.

Was DESI nicht tut

DESI weist keine Teilchen der Dunklen Energie nach, fotografiert keine unsichtbare Substanz und misst die Entfernung der einzelnen Galaxien nicht direkt wie mit einem Entfernungsmesser. Was es sehr gut misst, sind Spektren, Rotverschiebungen, die statistische Verteilung der Galaxien und die Art, wie sich diese Verteilung mit der kosmischen Epoche ändert. Die Dunkle Energie ist die physikalische Erklärung, die auf die Probe gestellt wird, wenn diese Messungen mit kosmologischen Modellen verglichen werden: nichts, was das Instrument aufzeichnet.

In einem Satz

DESI liest die leuchtenden Strichcodes von Millionen Galaxien, baut aus ihren Rotverschiebungen eine dreidimensionale Karte des Universums und sucht im Muster dieser Karte nach Spuren davon, wie sich die kosmische Expansion im Laufe der Zeit verändert hat.