Como o DESI funciona

A ideia em um ciclo

Tudo que o DESI faz repete um ciclo:

escolher 5.000 galáxias → coletar separadamente a luz de cada uma → dividir essa luz nas suas cores → medir o redshift → colocar a galáxia em um mapa 3D.

Faça isso para milhões de objetos, por todo o céu e ao longo do tempo cósmico, e o mapa que surge carrega a marca de como o universo se expandiu.

Escolher para onde olhar

O DESI não varre o céu às cegas. Ele parte de imagens amplas de levantamentos que já existem e seleciona os alvos mais úteis pelo brilho, pela forma e pela cor. As principais capturas são:

• galáxias brilhantes, relativamente próximas;
• galáxias vermelhas luminosas — massivas e mais distantes;
• galáxias de linhas de emissão, cujos espectros trazem feições nítidas e fáceis de reconhecer;
• quasares, faróis brilhantes usados para sondar o universo mais distante e o gás que fica entre nós e eles.

As cores dão uma estimativa grosseira do tipo e da distância de um objeto. O DESI então faz a medição precisa com seus espectrógrafos.

Cinco mil robôs e fibras

O DESI fica no Telescópio Nicholas U. Mayall de 4 metros, em Kitt Peak, no Arizona. Um conjunto de grandes lentes focaliza a luz em um plano focal curvo com cerca de 0,8 metro de largura, cobrindo uma faixa do céu com cerca de 3 graus — um campo enorme para um espectrógrafo.

Esse plano focal é dividido em dez seções em forma de cunha, e cada uma contém 500 pequenos robôs: 5.000 posicionadores robóticos ao todo. Cada robô carrega a ponta de uma fibra óptica fina. Antes de cada exposição, o software calcula onde cada alvo cairá no plano focal e move cada fibra até seu alvo — como colocar 5.000 canudos microscópicos sobre 5.000 pontos de luz ao mesmo tempo. Fibras vizinhas precisam evitar colisões, portanto nem todo alvo em uma região congestionada pode ser capturado de uma só vez; o céu é revisitado com atribuições diferentes.

Da luz ao espectro

Durante a exposição, cada fibra coleta a luz do único objeto para o qual foi apontada. A luz então percorre feixes de fibras até dez espectrógrafos, cada um alimentado por 500 fibras. Cada espectrógrafo espalha a luz em três faixas de comprimento de onda, do quase ultravioleta ao quase infravermelho, aproximadamente de 360 a 980 nanômetros.

O resultado não é uma fotografia, mas um espectro para cada objeto: uma curva de brilho contra comprimento de onda, com picos e vales onde elementos químicos, estrelas e gás emitem ou absorvem luz.

Do espectro ao redshift

Essas linhas espectrais têm comprimentos de onda medidos em laboratório. Em uma galáxia distante, elas chegam esticadas para comprimentos de onda maiores, porque a expansão do universo esticou a luz no caminho até nós. A quantidade desse esticamento é o redshift, z:

z = (comprimento de onda observado − comprimento de onda emitido) / comprimento de onda emitido.

Se uma linha que deveria estar em 500 nm é vista em 750 nm, seu redshift é (750 − 500) / 500 = 0,5. Um redshift cosmológico maior em geral significa luz mais antiga, vinda de mais longe. O pipeline do DESI calibra cada espectro, identifica o objeto e informa um redshift junto com a confiabilidade dessa medida.

Dos redshifts a um mapa 3D

Para cada galáxia, o DESI conhece dois ângulos no céu e, a partir do redshift, aproximadamente a distância ao longo da linha de visada. Empilhe milhões dessas medidas e a teia cósmica aparece: filamentos de galáxias, aglomerados densos, paredes em forma de lâmina e grandes vazios quase sem matéria.

Há uma sutileza aqui. Um redshift não é automaticamente uma distância exata — transformar um no outro exige saber como o universo se expandiu. E essa história de expansão é exatamente o que o DESI está tentando medir. O mapa e a medição são o mesmo problema visto de dois lados.

Como um mapa vira uma medição da energia escura

O DESI lê a energia escura principalmente em duas feições estatísticas do mapa.

A primeira é a oscilação acústica bariônica, ou BAO — uma régua-padrão congelada no universo inicial. Antes de existirem estrelas, ondas de pressão percorriam o plasma quente de matéria e luz; quando o universo esfriou e as ondas pararam, elas deixaram uma separação ligeiramente preferida entre galáxias, uma escala comóvel de cerca de 490 milhões de anos-luz — uma distância citada com a expansão do universo fatorada, para que possa ser comparada entre épocas. Como esse comprimento verdadeiro é conhecido pela física do universo inicial, o DESI pode medir quão grande a régua parece em diferentes redshifts — no céu e ao longo da linha de visada — e mapear quão rápido o universo se expandiu em cada época. Se a energia escura mudou ao longo do tempo cósmico, isso aparece como uma mudança nessa história de expansão.

A segunda são as distorções no espaço de redshift, ou RSD. As galáxias não apenas acompanham a expansão cósmica; elas também caem em direção a aglomerados e filamentos. Esses movimentos extras alteram levemente os redshifts e, estatisticamente, comprimem a teia cósmica ao longo da linha de visada. A força desse efeito diz quão rápido a estrutura cresce sob a gravidade — algo que a expansão acelerada tende a frear. Comparar as duas coisas permite que cosmólogos testem modelos de gravidade e de energia escura uns contra os outros.

Portanto, a energia escura nunca é vista diretamente. Ela é inferida a partir de como a taxa de expansão muda ao longo do tempo, medida contra a régua acústica e o crescimento da estrutura.

O que o DESI não faz

O DESI não detecta partículas de energia escura, não fotografa uma substância invisível nem mede diretamente a distância de cada galáxia como um telêmetro. O que ele mede, muito bem, são espectros, redshifts, a distribuição estatística das galáxias e como essa distribuição muda com a época cósmica. A energia escura é a explicação física posta à prova quando essas medições são comparadas com modelos cosmológicos — não algo que o instrumento registre.

Em uma frase

O DESI lê os códigos de barras luminosos de milhões de galáxias, constrói um mapa tridimensional do universo a partir de seus redshifts e procura no padrão desse mapa sinais de como a expansão cósmica mudou ao longo do tempo.