각도 눈금 간섭계

Degree Angular Scale Interferometer
각도 눈금 간섭계
일부아문센-스콧 남극점 Edit this on Wikidata
장소남극 조약 지역
좌표89°59′29§ S 44°30′00″w/89.9914°S 44.5°W/ -89.9914; -44.5좌표: 89°59°29°S 44°30°00°W / 89.9914°S 44.5°W / -89.9914; -44.5 Edit this at Wikidata
조직남극 천체 물리학 연구 센터
미국 국립과학재단
시카고 대학교Edit this on Wikidata
고도2,800 m (9,200 피트)
파장0.83cm(36GHz)– 1.2cm(25GHz)
지었다.1999-2000년(1999-2000년)
망원경 스타일우주 마이크로파 배경 실험
무선 간섭계
망원경 수13개
직경20 cm (7.9 인치)
마운트알타지무트 마운트 Edit this on Wikidata Edit this at Wikidata
웹 사이트astro.uchicago.edu/dasi/ Edit this at Wikidata
Degree Angular Scale Interferometer is located in Antarctica
Degree Angular Scale Interferometer
각도척도간섭계
[Wikidata에서 편집]

DASI는 남극에 있는 미국 국립과학재단의 아문센-스콧 남극 기지에 설치된 망원경이다.10개 대역에서 26~36GHz(Ka 대역)로 작동하는 13개 요소 간섭계입니다.계측기는 우주 배경 이미저(CBI) 및 초소형 어레이(VSA)와 설계가 유사합니다.2001년 DASI 팀은 우주 마이크로파 배경(CMB)의 온도 또는 전력 스펙트럼에 대한 가장 상세한 측정을 발표했습니다.이러한 결과에는 인플레이션 이론의 중요한 증거였던 CMB의 두 번째 및 세 번째 음향 피크가 처음으로 검출되었다.이 발표는 BUMEANG와 MAXIMA [1]실험과 함께 이루어졌다.2002년에 연구팀은 [2]CMB에서 편광 이방성 검출이 처음으로 이루어졌다고 보고했다.

2005년, 빈 DASI 마운트는 E-모드 [3]스펙트럼에 초점을 맞춘 또 다른 CMB 이미저인 QUaD 실험에 사용되었다.2010년 DASI 마운트는 CMB 편광 이방성을 측정하는 Keck [4]Array용으로 다시 변경되었습니다.

서론

CMB는 빅뱅 이후 존재했던 불투명한 플라즈마 안개가 수소 원자로 재결합하기 시작하면서 광자가 우주를 자유롭게 이동할 수 있게 되면서 우주가 [5]약 38만년 전에 만들어졌다.이 방사선은 우주의 팽창에 의해 적색편이되어 전자기 스펙트럼의 마이크로파 부분에서 희미하게 볼 수 있다.1992년에 CMB의 [6]유효온도에 매우 미미한 이방성이 있는 것이 관측되었으며, DASI 망원경은 이러한 온도 이방성을 정밀하게 측정하고 편광을 검출하기 위해 장착되었다. CMB의 편광을 최초로 관찰한 것이다.우주론의 표준 모델로 여겨지는 δCDM(암흑 에너지와 차가운 암흑 물질) 이론은 우주의 첫 번째 원자의 산란 효과로 인한 CMB의 분극화를 예측했다.프로젝트 리더인 존 칼스트롬은 만약 편광 현상이 발견되지 않았다면 천체물리학자들이 최근의 데이터에 [7]대한 모든 해석을 거부해야 했을 것이라고 말했다.

건설

위치

DASI 망원경은 1999-2000년 여름 마틴 A의 두 탑 안쪽에 설치되었다.아문센-스콧 남극 기지의 포메란츠 천문대(지리적 [8]남극에서 0.7km 떨어진 곳).남극 지역은 매우 유리한 대기 조건 때문에 이런 종류의 망원경에 있어 예외적인 위치이다.고도가 높고 극도로 건조하다는 것은 공기가 얇고 다른 기후에 비해 수증기를 훨씬 적게 포함하고 있다는 것을 의미합니다. 이는 물이 마이크로파 방사선의 좋은 흡수체이며 CMB 신호의 일부를 차단하기 때문에 중요합니다.또한, 태양은 1년 중 6개월 동안만 볼 수 있기 때문에, 그 [9]시간 동안 망원경을 그것으로부터 보호할 필요가 없다.

관측소에 있었거나 현재 있는 다른 망원경으로는 바이퍼, 파이썬,[10] 남극 망원경이 있다.천체물리학 실험 목록은 아문센-스콧 남극 관측소 기사를 참조하십시오.

설계.

DASI는 세 개의 대칭선을 가진 패턴으로 13개의 작은 망원경 요소로 구성된 소형 간섭계였다.13개의 망원경 각각은 안테나 사이의 잡담을 줄이기 위해 20cm(7.9인치)의 물결 모양의 뿔을 가지고 있었다.각 망원경은 26~36GHz(Ka 대역) 주파수에서 작동하는 고전자 이동성 트랜지스터(HEMT) 증폭기를 가지고 있으며, 저온 냉각은 약 10K까지 진행되었습니다.수신기 소음 온도는 밴드 중심에서 15K-26K, 가장자리에서 30K였습니다.전체 시스템 온도가 약 26,[8][9]000에 도달했습니다.

편광 관측을 위해, 망원경은 2000-2001년 호주 여름 동안 무채색 편광자를 사용하여 재구성되었으며, 4개의 [11]Stokes 매개변수에 대한 감도를 망원경에 제공하였다.

망원경 마운트는 고도 방위(altazimuth) 설계로 되어 있어 트래킹 및 포인팅 시 안정성이 뛰어난 균형 기어와 피니언 상승 구동력을 갖추고 있습니다.이 마운트는 무거운 상자 모양의 강철 구조였는데,[8] 이는 망원경의 35,000파운드(16,000kg) 질량의 안정성을 보장하기 위해 필요한 것이었다.

망원경은 생성된 이미지에 영향을 미칠 수 있는 요소를 최소화함으로써 가장 신뢰할 수 있는 결과를 제공하도록 설계되었다. 예를 들어,[8] 망원경이 위치한 11미터(36피트) 타워는 장비에 영향을 미치는 건물의 나머지 부분으로부터의 진동을 방지하기 위해 기계적으로 격리되었다.이 망원경은 [9]지구로부터의 열복사를 최소화하기 위한 지상 보호막 역할을 하는 뒤집힌 커다란 돔 안에 있었다.

남극 겨울의 -60°C(-76°F) 온도에 사람이 노출되지 않도록 망원경과 지상 보호막 사이에 캐노피가 있어 건물의 [9]안전을 떠나지 않고 계기에 사다리를 타고 접근할 수 있는 밀폐된 실내를 만들었다.

DASI의 설계는 VSA 및 CBI의 설계와 매우 유사했습니다.CBI와 DASI의 배후에 있는 전자기기는 실제로 26~36GHz 주파수의 동작과 동일했습니다.그러나 CBI는 더 작은 각도 스케일을 위해 설계되었기 때문에 하늘의 더 작은 면적에 대한 해상도가 더 높았고, DASI의 20cm [12]뿔 대신 0.9m 접시들이 있었다.VSA는 개념도 비슷하고 동일한 주파수로 작동하지만 0.2-3°[13]의 더 작은 각도 분해능으로 작동했습니다.

자금 조달

이 프로젝트는 미국 국립과학재단(NSF)의 극지 프로그램 사무소에서 자금을 지원받았는데, 처음에는 남극의 천체물리학 연구 센터를 거쳐 그 다음에는 사무실을 통해 직접 자금을 지원받았습니다.그것은 [14]시카고에 있는 우주물리학 센터에 의해 추가로 지원되었다.

결과.

DASI는 2000년 호주 겨울 동안 97일 동안 첫 번째 관측을 실시했으며, 지름이 각각 3.4°인 하늘의 대략 인접한 32개 원형 영역에서 CMB의 온도 이방성을 측정했다.이러한 관측은 매우 민감했으며, 일반적으로 10μK의 rms 정밀도로 관찰되었다.2001년 또 다른 일련의 측정 후 연구팀은 CMB의 전력 스펙트럼에서 [8][15][16]두 번째와 세 번째 음향 피크의 첫 번째 측정 결과를 보고했다. 첫 번째 측정 결과는 이전 실험인 MAT/TOCO, BUMAMANG [17]및 MAXMA에 의해 발견되었다.DASI의 데이터는 엄격한 "잭나이프" 테스트를 통해 절단되었습니다.예를 들어 태양이 수평선 위로 5° 이상 뜨거나 데이터에 큰 오프셋이나 과도한 노이즈가 있는 경우 등 특정 파라미터를 초과했을 때 수집된 데이터를 삭제합니다.이는 신뢰성 [11]향상을 위해 정확성을 희생하는 표준 프랙티스입니다.

2002년 12월 DASI 팀은 CMB에서 편광 이방성 발견을 보고했습니다.그 후 2년 271일 동안 직경 3.4° FWHM 영역 중 두 곳을 관측했다.22일간의 데이터가 [2][11]삭감되었습니다.

실험은 2003년 겨울까지 계속되었고, 새로운 데이터는 이전 [18]2년의 결론을 확인시켜 주었다.

결론들

2001년 CMB에서 두 번째와 세 번째 음향 피크의 발견은 우주의 팽창에 대한 인플레이션 이론의 중요한 증거였다.이론에 따르면, 음향 피크는 빅뱅 동안 물질의 진동에 의해 발생하는데, 이것은 일련의 음색 또는 고조파와 함께 하나의 주요 주파수 또는 톤으로 측정될 수 있어야 한다.첫 번째 음향 피크는 메인톤을 나타내고 DASI에 의해 발견된 두 번째 및 세 번째 피크는 두 번째 및 세 번째 고조파를 나타냅니다.이러한 판독치는 초기 우주의 [16]바리온 밀도를 측정하는데도 사용될 수 있으며, 이러한 측정치는 암흑 물질과 암흑 [1]에너지의 존재에 대한 증거를 제공했다.이것은 그 후 δCDM 표준 우주론 모델이 되었습니다.

최근의 분극 결과로부터 과학자들은 우주론의 δCDM 표준 모델을 뒷받침하는 증거에 추가된 CMB에 E-모드의 존재에 대해 "높은 신뢰"를 가질 수 있었습니다. 또한 이 데이터는 초기 우주의 질량 분포를 이해하는 데 도움이 됩니다.온도 이방성은 초기 우주에서의 물질 형성의 존재를 밝혀냈고, 분극은 이러한 형성이 어떻게 [7]움직이는지 밝혀냈다.이 프로젝트에 의해 달성된 간섭기법의 발전은 중력파의 증거로서 B-모드를 발견하려는 미래 프로젝트에도 도움이 될 것으로 생각되었다.그러나 DASI는 B-mode 검색에 유용하게 쓰일 만큼 크지 않았고, 설계 목적을 달성한 후 [18]폐기되었습니다.

레퍼런스

  1. ^ a b Glanz, James (2001-04-30). "Listen Closely: From Tiny Hum Came Big Bang". The New York Times. Retrieved 4 August 2014.
  2. ^ a b Leitch, E.M.; et al. (December 2002). "Measurement of polarization with the Degree Angular Scale Interferometer". Nature. 420 (6917): 763–771. arXiv:astro-ph/0209476. Bibcode:2002Natur.420..763L. doi:10.1038/nature01271. PMID 12490940.
  3. ^ Ade, P.; Bock, J.; Bowden, M.; Brown, M. L.; Cahill, G.; Carlstrom, J. E.; Castro, P. G.; Church, S.; Culverhouse, T.; Friedman, R.; Ganga, K.; Gear, W. K.; Hinderks, J.; Kovac, J.; Lange, A. E.; Leitch, E.; Melhuish, S. J.; Murphy, J. A.; Orlando, A.; Schwarz, R.; O’Sullivan, C.; Piccirillo, L.; Pryke, C.; Rajguru, N.; Rusholme, B.; Taylor, A. N.; Thompson, K. L.; Wu, E. Y. S.; Zemcov, M. (10 February 2008). "First Season QUaD CMB Temperature and Polarization Power Spectra". The Astrophysical Journal. 674 (1): 22–28. arXiv:0705.2359. Bibcode:2008ApJ...674...22A. doi:10.1086/524922.
  4. ^ "Keck Array Overview". harvard.edu. NSF. Retrieved 28 July 2014.
  5. ^ Enßlin, Dr. Torsten. "Planck reveals an almost perfect Universe". Max-Planck-Gesellschaft. Retrieved 3 June 2013.
  6. ^ Sanders, R.; Kahn, J. (13 October 2006). "UC Berkeley, LBNL cosmologist George F. Smoot awarded 2006 Nobel Prize in Physics". UC Berkeley News. Retrieved 2008-12-11.
  7. ^ a b "Discovery supports astronomers' paradoxical views of the universe". uchicago.edu. The University of Chicago News Office. Retrieved 25 July 2014.
  8. ^ a b c d e Leitch, E.M.; et al. (March 2002). "Experiment Design and First Season Observations with the Degree Angular Scale Interferometer". The Astrophysical Journal. 568 (1): 28–37. arXiv:astro-ph/0104488. Bibcode:2002ApJ...568...28L. doi:10.1086/338878.
  9. ^ a b c d Halverson, N.W.; et al. (July 31, 1998). "DASI: a Degree Angular Scale Interferometer for imaging anisotropy in the cosmic microwave background". Advanced Technology MMW, Radio, and Terahertz Telescopes. SPIE 3357: 416–423. Bibcode:1998SPIE.3357..416H. CiteSeerX 10.1.1.25.856. doi:10.1117/12.317374. Retrieved 25 July 2014.
  10. ^ "UANT Outreach- Amundsen–Scott Station Campus". antarcticaedu.com. University of Antarctica. Archived from the original on 17 August 2014. Retrieved 28 July 2014.
  11. ^ a b c Kovac, J. M.; Leitch, E. M.; Pryke, C.; Carlstrom, J. E.; Halverson, N. W.; Holzapfel, W. L. (19 December 2002). "Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI". Nature. 420 (6917): 772–787. arXiv:astro-ph/0209478. Bibcode:2002Natur.420..772K. doi:10.1038/nature01269. PMID 12490941.
  12. ^ "Cosmic Background Imager". caltech.edu. Caltech. Retrieved 4 August 2014.
  13. ^ "Mullard Radio Astronomy Observatory The Very Small Array (VSA)". cam.ac.uk. Cambridge University. Retrieved 4 August 2014.
  14. ^ "Degree Angular Scale Interferometer". uchicago.edu. University of Chicago. Archived from the original on 10 December 2010. Retrieved 28 July 2014.
  15. ^ Halverson, N. W.; Leitch, E. M.; Pryke, C.; Kovac, J.; Carlstrom, J. E.; Holzapfel, W. L.; Dragovan, M.; Cartwright, J. K.; Mason, B. S.; Padin, S.; Pearson, T. J.; Readhead, A. C. S.; Shepherd, M. C. (20 March 2002). "Degree Angular Scale Interferometer First Results: A Measurement of the Cosmic Microwave Background Angular Power Spectrum". The Astrophysical Journal. 568 (1): 38–45. arXiv:astro-ph/0104489. Bibcode:2002ApJ...568...38H. doi:10.1086/338879.
  16. ^ a b Pryke, C.; Halverson, N. W.; Leitch, E. M.; Kovac, J.; Carlstrom, J. E.; Holzapfel, W. L.; Dragovan, M. (20 March 2002). "Cosmological Parameter Extraction from the First Season of Observations with the Degree Angular Scale Interferometer" (PDF). The Astrophysical Journal. 568 (1): 46–51. arXiv:astro-ph/0104490. Bibcode:2002ApJ...568...46P. doi:10.1086/338880.
  17. ^ Miller, A.; Beach, J.; Bradley, S.; Caldwell, R.; Chapman, H.; Devlin, M. J.; Dorwart, W. B.; Herbig, T.; Jones, D.; Monnelly, G.; Netterfield, C. B.; Nolta, M.; Page, L. A.; Puchalla, J.; Robertson, T.; Torbet, E.; Tran, H. T.; Vinje, W. E. (June 2002). "The QMAP and MAT/TOCO Experiments for Measuring Anisotropy in the Cosmic Microwave Background". The Astrophysical Journal Supplement Series. 140 (2): 115–141. arXiv:astro-ph/0108030. Bibcode:2002ApJS..140..115M. doi:10.1086/339686.
  18. ^ a b Leitch, E. M.; Kovac, J. M.; Halverson, N. W.; Carlstrom, J. E.; Pryke, C.; Smith, M. W. E. (May 2005). "Degree Angular Scale Interferometer 3 Year Cosmic Microwave Background Polarization Results". The Astrophysical Journal. 624 (1): 10–20. arXiv:astro-ph/0409357. Bibcode:2005ApJ...624...10L. doi:10.1086/428825.

외부 링크