Как работает DESI

Идея в одном цикле

Всё, что делает DESI, повторяет один цикл:

выбрать 5000 галактик → собрать свет каждой по отдельности → разложить этот свет на цвета → измерить красное смещение → поместить галактику в трёхмерную карту.

Проделайте это для миллионов объектов по всему небу и по всей космической истории — и возникающая карта несёт отпечаток того, как расширялась Вселенная.

Что выбрать для наблюдения

DESI не прочёсывает небо вслепую. Он отталкивается от уже существующих широких обзорных снимков и отбирает самые полезные цели по их яркости, форме и цвету. Основные цели наблюдений:

• яркие, сравнительно близкие галактики;
• яркие красные галактики — массивные и более далёкие;
• галактики с эмиссионными линиями, в спектрах которых есть чёткие, легко распознаваемые особенности;
• квазары — яркие маяки, которыми зондируют самую далёкую Вселенную и газ, лежащий между нами и ими.

Цвета дают грубую догадку о типе и расстоянии объекта. Точное же измерение DESI делает своими спектрографами.

Пять тысяч роботов и волокон

DESI установлен на 4-метровом телескопе имени Николаса У. Мейолла на Китт-Пик, в Аризоне. Набор больших линз фокусирует свет на изогнутой фокальной плоскости около 0,8 метра в поперечнике, охватывающей участок неба шириной примерно 3 градуса — огромное поле для спектрографа.

Эта фокальная плоскость разделена на десять клиновидных секций, и в каждой — 500 крошечных роботов: всего 5000 роботизированных позиционеров. Каждый робот несёт кончик тонкого оптического волокна. Перед каждой экспозицией программа вычисляет, куда на фокальной плоскости попадёт каждая цель, и подводит каждое волокно к его цели — словно разом ставит 5000 микроскопических трубочек над 5000 точек света. Соседние волокна должны избегать столкновений, поэтому в густом участке не каждую цель удаётся поймать за один раз; небо навещают снова с другими назначениями.

От света к спектру

Во время экспозиции каждое волокно собирает свет того единственного объекта, на который было наведено. Затем свет идёт по жгутам волокон к десяти спектрографам, каждый из которых питается 500 волокнами. Каждый спектрограф раскладывает свет по трём диапазонам длин волн — от ближнего ультрафиолета до ближнего инфракрасного, примерно от 360 до 980 нанометров.

Результат — не фотография, а спектр для каждого объекта: кривая яркости в зависимости от длины волны, с пиками и провалами там, где химические элементы, звёзды и газ испускают или поглощают свет.

От спектра к красному смещению

У этих спектральных линий есть длины волн, измеренные в лаборатории. От далёкой галактики они приходят растянутыми к более длинным волнам, потому что расширение Вселенной растянуло свет по пути к нам. Величина растяжения — это красное смещение, z:

z = (наблюдаемая длина волны − испущенная длина волны) / испущенная длина волны.

Если линия, которая должна быть на 500 нм, видна на 750 нм, её красное смещение равно (750 − 500) / 500 = 0,5. Большее космологическое красное смещение обычно означает более старый свет, пришедший издалека. Конвейер обработки DESI калибрует каждый спектр, опознаёт объект и сообщает красное смещение вместе с тем, насколько оно надёжно.

От красных смещений к трёхмерной карте

Для каждой галактики DESI знает два угла на небе и, из красного смещения, примерно как далеко вдоль луча зрения она лежит. Сложите миллионы таких вместе — и проступает космическая паутина: филаменты галактик, плотные скопления, стеноподобные пласты и огромные почти пустые войды.

Здесь есть тонкость. Красное смещение — не автоматически точное расстояние: чтобы превратить одно в другое, нужно знать, как расширялась Вселенная. А эта история расширения — ровно то, что DESI и пытается измерить. Карта и измерение — одна и та же задача, видимая с двух сторон.

Как карта становится измерением тёмной энергии

DESI считывает тёмную энергию главным образом из двух статистических особенностей карты.

Первая — барионная акустическая осцилляция, или BAO: стандартная линейка, вмороженная в раннюю Вселенную. Прежде чем появились звёзды, по горячей плазме материи и света бежали волны давления; когда Вселенная остыла и волны остановились, они оставили слегка предпочтительное расстояние между галактиками — сопутствующий масштаб около 490 миллионов световых лет, расстояние, приведённое с вычетом расширения Вселенной, чтобы его можно было сравнивать между эпохами. Поскольку эта истинная длина известна из физики ранней Вселенной, DESI может измерить, насколько большой линейка выглядит на разных красных смещениях — по небу и вдоль луча зрения — и построить, как быстро Вселенная расширялась в каждую эпоху. Если тёмная энергия менялась за космическое время, это проявляется как изменение в этой истории расширения.

Вторая — искажения в пространстве красных смещений, или RSD. Галактики не только несутся вместе с космическим расширением; они ещё и падают к скоплениям и филаментам. Эти дополнительные движения слегка сдвигают красные смещения и статистически сплющивают космическую паутину вдоль луча зрения. Насколько силён этот эффект — говорит о том, как быстро структура растёт под действием гравитации, которую ускоренное расширение склонно замедлять. Сравнение этих двух вещей позволяет космологам проверять модели гравитации и тёмной энергии друг против друга.

Итак, тёмную энергию никогда не видят напрямую. Её выводят из того, как темп расширения меняется со временем, измеряя это по акустической линейке и росту структуры.

Чего DESI не делает

DESI не обнаруживает частицы тёмной энергии, не фотографирует невидимую субстанцию и не измеряет расстояние до каждой галактики напрямую, как дальномер. Он очень хорошо измеряет спектры, красные смещения, статистическое распределение галактик и то, как это распределение меняется с космической эпохой. Тёмная энергия — это физическое объяснение, которое ставят под сомнение, когда эти измерения сравнивают с космологическими моделями, а не то, что записывает прибор.

В одной фразе

DESI считывает яркие штрихкоды миллионов галактик, строит трёхмерную карту Вселенной по их красным смещениям и ищет в узоре этой карты следы того, как космическое расширение менялось со временем.