DESI nasıl çalışır

Tek bir döngüde fikir

DESI’nin yaptığı her şey tek bir döngüyü yineler:

5.000 gökada seç → her birinin ışığını ayrı ayrı topla → o ışığı renklerine ayır → kırmızıya kaymayı ölç → gökadayı 3B haritaya yerleştir.

Bunu gökyüzü boyunca ve kozmik zaman boyunca milyonlarca nesne için yapın, ortaya çıkan harita evrenin nasıl genişlediğinin parmak izini taşır.

Neye bakılacağını seçmek

DESI gökyüzünü körü körüne taramaz. Zaten var olan geniş tarama görüntülerinden başlar ve en yararlı hedefleri parlaklıklarına, biçimlerine ve renklerine göre seçer. Başlıca avlar şunlardır:

• parlak, göreli olarak yakın gökadalar;
• parlak kırmızı gökadalar — kütleli ve daha uzak;
• tayfları keskin, tanıması kolay özellikler taşıyan ışıma çizgili gökadalar;
• en uzak evreni ve bizimle onların arasında yatan gazı sondalamak için kullanılan pırıl pırıl fener işaretleri, kuazarlar.

Renkler, bir nesnenin türü ve uzaklığı hakkında kabaca bir tahmin verir. DESI sonra hassas ölçümü spektrograflarıyla yapar.

Beş bin robot ve fiber

DESI, Arizona’daki Kitt Peak’te bulunan Nicholas U. Mayall 4 metrelik Teleskobu’nun üzerinde durur. Bir dizi büyük mercek, ışığı yaklaşık 0,8 metre çapında eğri bir odak düzlemine odaklar ve bu düzlem, gökyüzünün kabaca 3 derece genişliğinde bir bölümünü kapsar — bir spektrograf için muazzam bir alan.

O odak düzlemi, on adet kama biçimli bölüme ayrılır ve her biri 500 küçük robot barındırır: toplam 5.000 robotik konumlandırıcı. Her robot, ince bir optik fiberin ucunu taşır. Her poz öncesinde yazılım, her hedefin odak düzleminde nereye düşeceğini hesaplar ve her fiberi hedefine sürer — aynı anda 5.000 ışık noktasının üzerine 5.000 mikroskobik pipet yerleştirmek gibi. Komşu fiberler çarpışmaktan kaçınmalıdır, bu yüzden kalabalık bir bölümdeki her hedef tek seferde yakalanamaz; gökyüzü farklı atamalarla yeniden ziyaret edilir.

Işıktan tayfa

Poz sırasında her fiber, yöneltildiği tek nesnenin ışığını toplar. Işık sonra fiber demetleri boyunca, her biri 500 fiberle beslenen on spektrografa ulaşır. Her spektrograf, ışığı yakın morötesinden yakın kızılötesine, kabaca 360 ile 980 nanometre arasında üç dalga boyu bandına yayar.

Sonuç bir fotoğraf değil, her nesne için bir tayftır: dalga boyuna karşı parlaklığın bir eğrisi; kimyasal elementlerin, yıldızların ve gazın ışık saldığı ya da soğurduğu yerlerde tepeler ve çukurlarla.

Tayftan kırmızıya kaymaya

O tayf çizgilerinin laboratuvarda ölçülmüş dalga boyları vardır. Uzak bir gökadada, evrenin genişlemesi ışığı bize gelirken gerdiği için daha uzun dalga boylarına gerilmiş olarak varırlar. Gerilme miktarı kırmızıya kaymadır, z:

z = (gözlenen dalga boyu − salınan dalga boyu) / salınan dalga boyu.

500 nm’de olması gereken bir çizgi 750 nm’de görülüyorsa, kırmızıya kayması (750 − 500) / 500 = 0,5’tir. Daha büyük bir kozmolojik kırmızıya kayma, genellikle daha uzaktan gelen, daha eski ışık demektir. DESI’nin işlem hattı her tayfı ayarlar, nesneyi tanımlar ve bir kırmızıya kaymayı, o kırmızıya kaymanın ne kadar güvenilir olduğuyla birlikte bildirir.

Kırmızıya kaymalardan 3B haritaya

DESI her gökada için gökyüzündeki iki açıyı ve kırmızıya kaymadan, bakış hattı boyunca kabaca ne kadar uzakta olduğunu bilir. Bunlardan milyonlarcasını üst üste yığın, kozmik ağ belirir: gökada filamentleri, yoğun kümeler, tabaka benzeri duvarlar ve neredeyse boş büyük boşluklar.

Burada bir incelik var. Bir kırmızıya kayma, kendiliğinden kesin bir uzaklık değildir — birini diğerine çevirmek, evrenin nasıl genişlediğini bilmeyi gerektirir. Ve o genişleme tarihi, tam da DESI’nin ölçmeye çalıştığı şeydir. Harita ile ölçüm, iki taraftan görülen aynı problemdir.

Bir harita nasıl karanlık enerji ölçümüne dönüşür

DESI, karanlık enerjiyi başlıca haritanın iki istatistiksel özelliğinden okur.

İlki baryon akustik salınımıdır, ya da BAO — erken evrene donmuş standart bir cetvel. Yıldızlar var olmadan önce, madde ve ışığın sıcak plazmasında basınç dalgaları koştu; evren soğuyup dalgalar durunca, gökadalar arasında biraz tercih edilen bir ayrım bıraktılar, yaklaşık 490 milyon ışık yılı çapında bir eşhareket ölçeği — evrenin genişlemesi hesaptan çıkarılarak verilen bir uzaklık, böylece çağlar arasında karşılaştırılabilir. Bu gerçek uzunluk erken evren fiziğinden bilindiği için, DESI cetvelin farklı kırmızıya kaymalarda ne kadar büyük göründüğünü — gökyüzü boyunca ve bakış hattı boyunca — ölçebilir ve evrenin her çağda ne kadar hızlı genişlediğini çizebilir. Karanlık enerji kozmik zaman içinde değiştiyse, bu, o genişleme tarihindeki bir değişiklik olarak ortaya çıkar.

İkincisi kırmızıya kayma uzayı bozulmalarıdır, ya da RSD. Gökadalar yalnızca kozmik genişlemeye binmez; aynı zamanda kümelere ve filamentlere doğru da düşerler. Bu ek hareketler kırmızıya kaymaları biraz kaydırır ve kozmik ağı istatistiksel olarak bakış hattı boyunca sıkıştırır. Etkinin ne kadar güçlü olduğu, yapının kütleçekimi altında ne kadar hızlı büyüdüğünü söyler — ki hızlanan genişleme bunu yavaşlatma eğilimindedir. İkisini karşılaştırmak, kozmologların kütleçekimi ile karanlık enerji modellerini birbirine karşı sınamasına olanak tanır.

Yani karanlık enerji hiçbir zaman doğrudan görülmez. Akustik cetvele ve yapının büyümesine karşı ölçülen genişleme hızının zamanla nasıl değiştiğinden çıkarsanır.

DESI’nin yapmadığı şey

DESI, karanlık enerji parçacıklarını saptamaz, görünmez bir maddenin fotoğrafını çekmez ya da her gökadanın uzaklığını doğrudan mesafe ölçerek bulmaz. Çok iyi ölçtüğü şey, tayflar, kırmızıya kaymalar, gökadaların istatistiksel dağılımı ve bu dağılımın kozmik çağla nasıl değiştiğidir. Karanlık enerji, bu ölçümler kozmolojik modellerle karşılaştırıldığında yargılanan fiziksel açıklamadır — aracın kaydettiği bir şey değil.

Tek cümleyle

DESI, milyonlarca gökadanın parlak barkodlarını okur, kırmızıya kaymalarından evrenin üç boyutlu bir haritasını kurar ve o haritanın örüntüsünde kozmik genişlemenin zamanla nasıl değiştiğinin izlerini arar.