Slik fungerer DESI

Ideen i én syklus

Alt DESI gjør, gjentar den samme sløyfen:

velg 5 000 galakser → samle inn lyset fra hver av dem separat → del lyset i fargene det består av → mål rødforskyvningen → plasser galaksen på et 3D-kart.

Gjør dette for millioner av objekter på tvers av himmelen og gjennom kosmisk tid, så bærer kartet som vokser frem, et avtrykk av hvordan universet har utvidet seg.

Å velge hva som skal observeres

DESI sveiper ikke blindt over himmelen. Det starter med eksisterende vidvinkelbilder og velger de mest nyttige målene etter lysstyrke, form og farge. Hovedgruppene er:

• lyssterke galakser som ligger relativt nær;
• lyssterke røde galakser — massive og fjernere;
• emisjonslinjegalakser, der spektrene har skarpe trekk som er lette å kjenne igjen;
• kvasarer, lysende fyrtårn som brukes til å undersøke det fjerneste universet og gassen mellom oss og dem.

Fargene gir et grovt anslag på objektets type og avstand. DESI gjør deretter den presise målingen med spektrografene sine.

Fem tusen roboter og fibre

DESI er montert på Nicholas U. Mayall-teleskopet på 4 meter ved Kitt Peak i Arizona. Et sett store linser fokuserer lyset på et buet fokalplan som er omtrent 0,8 meter bredt og dekker et område på himmelen på rundt 3 grader — et enormt synsfelt for en spektrograf.

Fokalplanet er delt i ti kileformede seksjoner, og hver har 500 små roboter: totalt 5 000 robotstyrte posisjoneringsenheter. Hver robot bærer spissen av en tynn optisk fiber. Før hver eksponering beregner programvare hvor hvert mål vil treffe fokalplanet og styrer hver fiber til målet sitt — som å plassere 5 000 mikroskopiske sugerør over 5 000 lyspunkter samtidig. Fibre som ligger ved siden av hverandre, må unngå kollisjoner, så ikke alle mål i et tett område kan fanges på én gang; himmelen observeres på nytt med andre tildelinger.

Fra lys til spektrum

Under eksponeringen samler hver fiber inn lyset fra det ene objektet den er rettet mot. Lyset går deretter gjennom fiberbunter til ti spektrografer, som hver mates av 500 fibre. Hver spektrograf sprer lyset over tre bølgelengdebånd, fra nær ultrafiolett til nær infrarødt, omtrent 360 til 980 nanometer.

Resultatet er ikke et fotografi, men et spektrum for hvert objekt: en kurve over lysstyrke mot bølgelengde, med topper og fall der kjemiske grunnstoffer, stjerner og gass sender ut eller absorberer lys.

Fra spektrum til rødforskyvning

Bølgelengdene til disse spektrallinjene er målt i laboratoriet. Fra en fjern galakse kommer de frem strukket til lengre bølgelengder, fordi universets ekspansjon strakte lyset på veien til oss. Mengden strekking er rødforskyvningen, z:

z = (observert bølgelengde − utsendt bølgelengde) / utsendt bølgelengde.

Hvis en linje som skulle ligge ved 500 nm, blir observert ved 750 nm, er rødforskyvningen (750 − 500) / 500 = 0,5. En større kosmologisk rødforskyvning betyr som regel eldre lys fra større avstand. DESIs pipeline kalibrerer hvert spektrum, identifiserer objektet og rapporterer en rødforskyvning sammen med hvor pålitelig den er.

Fra rødforskyvninger til et 3D-kart

For hver galakse kjenner DESI to vinkler på himmelen og, ut fra rødforskyvningen, omtrent hvor langt langs siktelinjen den befinner seg. Når millioner av slike legges sammen, trer det kosmiske nettet frem: filamenter av galakser, tette galaksehoper, vegglignende flak og store, nesten tomme hulrom.

Her finnes det en nyanse. En rødforskyvning er ikke automatisk en nøyaktig avstand — for å omgjøre den ene til den andre må man vite hvordan universet har utvidet seg. Og denne ekspansjonshistorien er nettopp det DESI prøver å måle. Kartet og målingen er det samme problemet sett fra to sider.

Hvordan et kart blir et mål på mørk energi

DESI leser mørk energi hovedsakelig ut fra to statistiske trekk ved kartet.

Det første er baryonakustiske oscillasjoner, eller BAO — en standardlinjal som er frosset inn fra det tidlige universet. Før det fantes stjerner, beveget trykkbølger seg gjennom det varme plasmaet av materie og lys. Da universet kjølnet og bølgene stoppet, etterlot de en svakt foretrukket avstand mellom galakser, en komovende skala på omtrent 490 millioner lysår — en avstand der universets ekspansjon er regnet ut, slik at den kan sammenlignes på tvers av epoker. Fordi den virkelige lengden er kjent fra fysikken i det tidlige universet, kan DESI måle hvor stor linjalen ser ut ved ulike rødforskyvninger — på tvers av himmelen og langs siktelinjen — og kartlegge hvor raskt universet utvidet seg i hver epoke. Hvis mørk energi har endret seg gjennom kosmisk tid, viser det seg som en endring i ekspansjonshistorien.

Det andre er rødforskyvningsromforvrengninger, eller RSD. Galakser følger ikke bare den kosmiske ekspansjonen; de faller også mot hoper og filamenter. Disse ekstra bevegelsene forskyver rødforskyvningene litt og presser statistisk det kosmiske nettet sammen langs siktelinjen. Hvor sterk effekten er, forteller hvor raskt strukturer vokser under tyngdekraften — noe akselerert ekspansjon har en tendens til å bremse. Ved å sammenligne de to kan kosmologer teste gravitasjons- og mørkenergimodeller mot hverandre.

Mørk energi blir altså aldri sett direkte. Den utledes fra hvordan ekspansjonshastigheten endrer seg over tid, målt mot den akustiske linjalen og strukturveksten.

Hva DESI ikke gjør

DESI oppdager ikke partikler av mørk energi, fotograferer ikke et usynlig stoff og avstandsmåler ikke hver galakse direkte. Det DESI måler svært godt, er spektre, rødforskyvninger, den statistiske fordelingen av galakser og hvordan denne fordelingen endrer seg mellom kosmiske epoker. Mørk energi er den fysiske forklaringen som settes på prøve når målingene sammenlignes med kosmologiske modeller — ikke noe instrumentet registrerer.

I én setning

DESI leser de lysende strekkodene til millioner av galakser, bygger et tredimensjonalt kart over universet fra rødforskyvningene deres og leter i kartets mønster etter spor av hvordan den kosmiske ekspansjonen har endret seg over tid.