DESIの仕組み

一つのサイクルで見る考え方

DESIがすることはすべて、一つのループを繰り返す。

5,000個の銀河を選ぶ → それぞれの光を別々に集める → その光を色に分ける → 赤方偏移を測る → その銀河を三次元地図の中に配置する。

これを空全体、そして宇宙の時間全体にわたる数百万個の天体について行えば、浮かび上がる地図は、宇宙がどのように膨張してきたかの指紋を帯びる。

何を見るかを選ぶ

DESIは空をやみくもに掃くわけではない。すでに存在する広域サーベイ画像から出発し、明るさ、形、色によって最も有用なターゲットを選び出す。主な獲物は次のとおりだ。

• 明るく、比較的近くの銀河
• 高光度赤色銀河 — 大質量でより遠方のもの
• 輝線銀河、そのスペクトルは鋭く見分けやすい特徴を帯びる
• クエーサー、最も遠方の宇宙と、私たちとそれらの間に横たわるガスを探るために使われる、まばゆい灯台。

色は天体の種類と距離のおおよその推測を与える。それからDESIは、その分光器で精密な測定を行う。

五千のロボットとファイバー

DESIは、アリゾナ州キットピークにあるニコラス・U・メイオール4メートル望遠鏡に載っている。大きなレンズ群が光を、差し渡し約0.8メートルの湾曲した焦点面に集め、そこはおよそ3度幅の空の一区画を覆う — 分光器にとっては巨大な視野だ。

その焦点面は10個のくさび形の区画に分けられ、それぞれが500台の小さなロボットを収める。合計で5,000台のロボット位置決め装置だ。どのロボットも細い光ファイバーの先端を担っている。各露光の前に、ソフトウェアが各ターゲットが焦点面のどこに来るかを割り出し、すべてのファイバーをそのターゲットへと駆動する — 5,000本の顕微鏡的なストローを、5,000個の光の点の上に一度に置くようなものだ。隣り合うファイバーは衝突を避けなければならないので、混み合った区画のすべてのターゲットを一度に捉えられるわけではない。空は異なる割り当てで再び訪れられる。

光からスペクトルへ

露光の間、各ファイバーは、それが狙いを定めた一つの天体の光を集める。その光はファイバー束を伝って10台の分光器へと進み、各分光器は500本のファイバーから供給される。各分光器は光を三つの波長帯にわたって、近紫外から近赤外まで、おおよそ360から980ナノメートルへと広げる。

その結果は写真ではなく、すべての天体についてのスペクトルだ。波長に対する明るさの曲線であり、化学元素、星、ガスが光を放射または吸収するところに山と谷がある。

スペクトルから赤方偏移へ

それらのスペクトル線は、実験室で測定された波長を持つ。遠方の銀河では、それらはより長い波長へと引き伸ばされて届く。宇宙の膨張が、私たちへ向かう途中の光を引き伸ばしたからだ。引き伸ばしの量が赤方偏移z である。

z =(観測された波長 − 放射された波長)/ 放射された波長。

本来500 nmにあるべき線が750 nmで見られるなら、その赤方偏移は(750 − 500)/ 500 = 0.5 だ。より大きな宇宙論的赤方偏移は一般に、より遠くから来た、より古い光を意味する。DESIのパイプラインは各スペクトルを較正し、天体を同定し、その赤方偏移がどれほど信頼できるかとともに赤方偏移を報告する。

赤方偏移から三次元地図へ

各銀河についてDESIは、空の上での二つの角度と、赤方偏移から、視線に沿ってそれがおおよそどれだけ遠くにあるかを知っている。これを数百万個積み重ねると、宇宙の網が現れる。銀河のフィラメント、密な銀河団、シート状の壁、そしてほとんど空っぽの巨大なボイドだ。

ここには微妙な点がある。赤方偏移は自動的に正確な距離になるわけではない — 一方を他方に変えるには、宇宙がどのように膨張したかを知る必要がある。そしてその膨張の歴史こそ、まさにDESIが測定しようとしているものだ。地図と測定は、二つの側面から見た同じ問題である。

地図がどうやってダークエネルギーの測定になるか

DESIは主に、地図の二つの統計的な特徴からダークエネルギーを読み取る。

第一はバリオン音響振動(baryon acoustic oscillation、BAO) — 初期宇宙に凍りついた標準物差しだ。星がまだなかったころ、物質と光の高温プラズマの中を圧力波が走っていた。宇宙が冷えて波が止まると、それらは銀河の間にわずかに好まれる間隔を残した。約4億9,000万光年の共動スケールであり — これは宇宙の膨張を除いて表された距離なので、異なる時代をまたいで比較できる。その真の長さが初期宇宙の物理から分かっているので、DESIはその物差しが異なる赤方偏移で — 空をまたいで、また視線に沿って — どれだけ大きく見えるかを測定し、各時代に宇宙がどれだけ速く膨張したかを図に描くことができる。もしダークエネルギーが宇宙の時間とともに変化してきたなら、それはその膨張の歴史の変化として現れる。

第二は赤方偏移空間ゆがみ(redshift-space distortions、RSD)だ。銀河は宇宙膨張に乗っているだけではない。銀河団やフィラメントに向かって落下してもいる。そうした余分な運動は赤方偏移をわずかにずらし、統計的に宇宙の網を視線に沿って押しつぶす。その効果がどれほど強いかは、重力の下で構造がどれだけ速く成長しているか — 加速膨張はそれを遅らせる傾向がある — を教えてくれる。この二つを比べることで、宇宙論学者は重力とダークエネルギーのモデルを互いに検証し合える。

だからダークエネルギーが直接見られることは決してない。それは、音響物差しと構造の成長に照らして測られる、膨張率が時間とともにどう変化するかから推定される。

DESIがしないこと

DESIはダークエネルギーの粒子を検出したり、目に見えない物質を撮影したり、各銀河の距離を直接測距したりはしない。それが非常によく測るのは、スペクトル、赤方偏移、銀河の統計的な分布、そしてその分布が宇宙の時代とともにどう変化するかだ。ダークエネルギーは、それらの測定が宇宙論モデルと比較されるときに吟味にかけられる物理的説明であって — 装置が記録する何かではない。

一文で言えば

DESIは数百万個の銀河の明るいバーコードを読み取り、その赤方偏移から宇宙の三次元地図を作り、その地図のパターンの中に、宇宙膨張が時間とともにどう変化してきたかの痕跡を探す。