Интерферометр с угловой шкалой ( DASI ) был телескопом, установленным на станции Амундсена-Скотта на Южном полюсе Национального научного фонда США в Антарктиде . Это был 13-элементный интерферометр, работающий в диапазоне от 26 до 36 ГГц ( диапазон Ka ) в десяти диапазонах. Прибор по конструкции похож на Cosmic Background Imager (CBI) и Very Small Array (VSA). В 2001 году команда DASI объявила о самых подробных измерениях температуры или спектра мощности космического микроволнового фона (CMB). Эти результаты содержали первое обнаружение 2-го и 3-го акустических пиков в CMB, которые были важным доказательством теории инфляции . Это объявление было сделано совместно с экспериментами BOOMERanG и MAXIMA . [1] В 2002 году команда сообщила о первом обнаружении поляризационной анизотропии в CMB. [2]
В 2005 году пустующее крепление DASI использовалось для эксперимента QUaD , который представлял собой еще один визуализатор РКМ, сфокусированный на спектре E-моды. [3] В 2010 году крепление DASI было снова перепрофилировано для массива Кека , [4] который также измеряет анизотропию поляризации РКМ.
Реликтовое излучение было создано, когда Вселенной было около 380 000 лет [5] , когда непрозрачный плазменный туман, существовавший после Большого взрыва, начал рекомбинировать в атомы водорода и позволил фотонам свободно перемещаться в пространстве. С тех пор это излучение было смещено в красную область из-за расширения Вселенной и его можно слабо увидеть в микроволновой части электромагнитного спектра . В 1992 году было обнаружено, что в эффективной температуре реликтового излучения есть очень слабые анизотропии [6] , и телескоп DASI был оснащен для точного измерения этих температурных анизотропий, а затем для обнаружения поляризации; он был первым, кто исследовал поляризацию реликтового излучения. Теория ΛCDM (темная энергия и холодная темная материя), рассматриваемая как стандартная модель космологии, предсказывала поляризацию реликтового излучения из-за эффектов рассеяния первых атомов во Вселенной. Руководитель проекта Джон Карлстром сказал, что если бы поляризация не была обнаружена, астрофизикам пришлось бы отвергнуть все свои интерпретации последних данных. [7]
Телескоп DASI был установлен в течение южного лета 1999–2000 годов на внутренней из двух башен обсерватории Мартина А. Померанца на станции Амундсена–Скотта на Южном полюсе в 0,7 км от географического южного полюса . [8] Южный полярный участок является исключительным местом для такого рода телескопа из-за чрезвычайно благоприятных атмосферных условий. Большая высота и экстремальная сухость означают, что воздух более разрежен и содержит гораздо меньше водяного пара, чем в других климатических зонах, что важно, поскольку вода является хорошим поглотителем микроволнового излучения и блокирует часть сигнала CMB. Кроме того, солнце видно только в течение шести месяцев в году, что исключает необходимость экранировать телескоп от него в это время. [9]
Другие телескопы, которые были или находятся на станции, включают Viper , Python и South Pole Telescope . [10] См. статью Amundsen–Scott South Pole Station для списка астрофизических экспериментов на этом месте.
DASI представлял собой компактный интерферометр, состоящий из 13 небольших телескопических элементов в узоре с тремя линиями симметрии. Каждый из 13 телескопов имел 20-сантиметровый (7,9 дюйма) линзированный гофрированный рупор с гофрированным кожухом для уменьшения перекрестных помех между антеннами. Каждый из телескопов имел усилитель на транзисторе с высокой подвижностью электронов (HEMT), работающий на частотах 26–36 ГГц ( диапазон Ka ), криогенно охлажденный до примерно 10 К. Шумовые температуры приемника варьировались от 15 К до 26 К в центре диапазона и 30 К на краях. Общая температура системы достигала примерно 26 К. [8] [9]
Для наблюдений за поляризацией телескоп был перенастроен в течение южного лета 2000–2001 гг. с использованием ахроматических поляризаторов , что обеспечило телескопу чувствительность по всем четырем параметрам Стокса . [11]
Крепление телескопа имело конструкцию высота-азимут (альтазимут) , с противовесной шестерней и шестеренчатым приводом возвышения, что давало большую устойчивость при отслеживании и наведении. Крепление имело тяжелую коробчатую стальную конструкцию , которая была необходима для обеспечения устойчивости 35 000 фунтов (16 000 кг) массы телескопа. [8]
Телескоп был разработан для обеспечения максимально надежных результатов путем минимизации любого фактора, который мог повлиять на получаемые изображения, например, 11-метровая (36 футов) башня, где находился телескоп, была механически изолирована , чтобы предотвратить воздействие вибраций от остальной части здания на оборудование. [8] Телескоп находился внутри большого перевернутого купола, который служил наземным экраном для минимизации мешающего теплового излучения от земли. [9]
Чтобы избежать воздействия на человека температур −60 °C (−76 °F) антарктической зимы, между телескопом и наземным щитом был установлен навес, который создавал герметичную кабину, позволяющую получить доступ к приборам по лестнице, не покидая безопасного помещения здания. [9]
Конструкция DASI была очень похожа на конструкцию VSA и CBI. Электронное оборудование CBI и DASI было фактически идентичным, как и частоты 26–36 ГГц, на которых они работали. Однако CBI был разработан для меньших угловых масштабов, поэтому он имел большее разрешение на меньшей площади неба, и поэтому имел 0,9-метровые тарелки вместо 20-сантиметровых рупоров DASI. [12] VSA также был похож по концепции и работал на той же частоте, но работал с меньшим угловым разрешением 0,2–3°. [13]
Проект финансировался офисом полярных программ Национального научного фонда (NSF), сначала через Центр астрофизических исследований в Антарктике, а затем напрямую через офис. Он был дополнительно поддержан Центром космологической физики в Чикаго. [14]
DASI провел свои первые наблюдения в течение 97 дней во время южной зимы 2000 года, измеряя температурную анизотропию КМФ в 32 примерно смежных круглых областях неба, каждая диаметром 3,4°. Эти наблюдения были очень чувствительными, как правило, со среднеквадратичной точностью 10 мкК. После еще одного набора измерений в 2001 году группа сообщила о результатах первых измерений 2-го и 3-го акустических пиков в спектре мощности КМФ, [8] [15] [16] первый был обнаружен более ранними экспериментами MAT/TOCO , BOOMERanG и MAXIMA. [17] Нарезки данных DASI были сделаны с помощью строгого теста «складного ножа», который удалял данные, которые были собраны при превышении определенных параметров, например, если солнце поднялось более чем на 5° над горизонтом, или в данных было большое смещение или чрезмерный шум, указывающий на аппаратный сбой. Это стандартная практика, которая приносит некоторую точность в жертву повышению надежности. [11]
В декабре 2002 года группа DASI сообщила об открытии анизотропии поляризации в РКФ. Этому предшествовали 2 года и 271 день наблюдений двух предыдущих областей с диаметром FWHM 3,4° . 22 дня данных были вырезаны. [2] [11]
Эксперимент продолжался всю зиму 2003 года в Южном полушарии, и новые данные подтвердили выводы предыдущих двух лет. [18]
Открытие в 2001 году 2-го и 3-го акустических пиков в реликтовом излучении стало важным доказательством инфляционной теории расширения Вселенной . Согласно этой теории, акустические пики вызваны колебаниями материи во время Большого взрыва , которые должны быть измерены как одна основная частота или тон с серией обертонов или гармоник. 1-й акустический пик представляет собой основной тон, а 2-й и 3-й пики, обнаруженные DASI, представляют собой 2-ю и 3-ю гармоники. Эти показания также можно использовать для измерения барионной плотности ранней Вселенной [16], и эти измерения предоставили доказательства существования темной материи и темной энергии. [1] С тех пор это стало ΛCDM Стандартной моделью космологии.
Из более поздних результатов поляризации ученые могли бы иметь «высокую уверенность» в наличии E-мод в CMB, что добавило доказательства, подтверждающие Стандартную модель космологии ΛCDM; данные также полезны для понимания распределения масс ранней Вселенной. Температурная анизотропия выявила существование образований материи в ранней Вселенной, а поляризация показала, как эти образования двигались. [7] Разработки в области интерферометрической техники, достигнутые этим проектом, также считались полезными для будущих проектов, направленных на обнаружение B-мод как доказательства гравитационных волн . Однако DASI был недостаточно большим, чтобы быть полезным в поиске B-мод, и, выполнив то, для чего он был разработан, был выведен из эксплуатации. [18]