Umfrage zur Dunklen Energie - Dark Energy Survey
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| Alternative Namen | DES |
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| Umfragetyp |
astronomische Vermessung 
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| Ziel |
dunkle Energie
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| Beobachtungen |
Cerro Tololo Interamerikanisches Observatorium
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| Webseite | www |
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| Teil einer Serie über |
| Physikalische Kosmologie |
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Der Dark Energy Survey ( DES ) ist ein astronomischer Survey, der entwickelt wurde, um die Eigenschaften der dunklen Energie einzuschränken . Es verwendet Bilder, die im nahen Ultraviolett , sichtbaren und nahen Infrarot aufgenommen wurden , um die Expansion des Universums mithilfe von Supernovae vom Typ Ia , akustischen Baryonenoszillationen , der Anzahl der Galaxienhaufen und schwacher Gravitationslinsen zu messen . Die Kooperation besteht aus Forschungseinrichtungen und Universitäten aus den USA, Australien, Brasilien, Großbritannien, Deutschland, Spanien und der Schweiz. Die Zusammenarbeit gliedert sich in mehrere wissenschaftliche Arbeitsgruppen. Direktor des DES ist Josh Frieman .
Das DES begann mit der Entwicklung und dem Bau der Dark Energy Camera (DECam), einem Instrument, das speziell für die Vermessung entwickelt wurde. Diese Kamera hat ein weites Sichtfeld und eine hohe Empfindlichkeit, insbesondere im roten Teil des sichtbaren Spektrums und im nahen Infrarot. Die Beobachtungen wurden mit DECam durchgeführt, das auf dem 4-Meter- Victor M. Blanco-Teleskop montiert war , das sich am Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) in Chile befindet. Die Beobachtungssitzungen liefen von 2013 bis 2019; ab 2021 hat die DES-Kollaboration Ergebnisse aus den ersten drei Jahren der Erhebung veröffentlicht.
DECam
DECam , kurz für Dark Energy Camera , ist eine große Kamera, die gebaut wurde, um die bisherige Hauptfokuskamera des Victor M. Blanco Teleskops zu ersetzen. Die Kamera besteht aus drei Hauptkomponenten: Mechanik, Optik und CCDs .
Mechanik
Die Mechanik der Kamera besteht aus einem Filterwechsler mit 8-Filter-Kapazität und Shutter. Es gibt auch einen optischen Tubus, der 5 Korrektorlinsen unterstützt, von denen das größte einen Durchmesser von 98 cm hat. Diese Komponenten sind an der CCD-Fokusebene angebracht, die mit flüssigem Stickstoff auf −100 °C gekühlt wird, um das thermische Rauschen in den CCDs zu reduzieren. Die Fokusebene wird auch in einem extrem niedrigen Vakuum von 10 –6 Torr gehalten , um die Bildung von Kondenswasser auf den Sensoren zu verhindern. Die gesamte Kamera mit Objektiven, Filtern und CCDs wiegt ca. 4 Tonnen. Bei der Montage im Hauptfokus wurde es von einem Hexapod- System unterstützt, das eine Echtzeit-Fokuseinstellung ermöglicht.
Optik
Die Kamera ist mit u-, g-, r-, i-, z- und Y-Filtern mit einem Abstand von ungefähr 340–1070 nm ausgestattet, ähnlich denen, die im Sloan Digital Sky Survey (SDSS) verwendet werden . Dies ermöglicht es DES, photometrische Rotverschiebungsmessungen zu z≈1 zu erhalten. DECam enthält außerdem fünf Linsen, die als Korrektoroptiken dienen, um das Sichtfeld des Teleskops auf einen Durchmesser von 2,2° zu erweitern, eines der größten Sichtfelder, die für bodengestützte optische und infrarote Bildgebung verfügbar sind. Ein wesentlicher Unterschied zwischen früheren ladungsgekoppelten Geräten (CCD) am Victor M. Blanco Telescope und DECam ist die verbesserte Quanteneffizienz im roten und nahen Infrarotbereich.
CCDs
Die wissenschaftliche Sensorarray auf DECam ist ein Array von 62 2048 × 4096 Pixel - hinten beleuchteten CCDs insgesamt 520 Megapixeln; zusätzlich werden 12 CCDs mit 2048×2048 Pixel (50 Mpx) für die Führung des Teleskops, die Überwachung des Fokus und die Ausrichtung verwendet. Die volle DECam-Fokusebene enthält 570 Megapixel. Die CCDs für DECam verwenden hochohmiges Silizium von Dalsa und LBNL mit 15×15 Mikrometer Pixeln. Im Vergleich dazu hat das im iPhone 4 verwendete hinterleuchtete CCD von OmniVision Technologies ein 1,75 × 1,75 Mikrometer großes Pixel mit 5 Megapixeln. Die größeren Pixel ermöglichen es DECam, mehr Licht pro Pixel zu sammeln, wodurch die geringe Lichtempfindlichkeit verbessert wird, die für ein astronomisches Instrument wünschenswert ist. Die CCDs von DECam haben auch eine Kristalltiefe von 250 Mikrometer; dies ist deutlich größer als bei den meisten Consumer-CCDs. Die zusätzliche Kristalltiefe erhöht die zurückgelegte Weglänge durch den Eintrag von Photonen. Dies wiederum erhöht die Wahrscheinlichkeit einer Wechselwirkung und ermöglicht den CCDs eine erhöhte Empfindlichkeit gegenüber Photonen mit niedrigerer Energie, wodurch der Wellenlängenbereich auf 1050 nm erweitert wird. Wissenschaftlich ist dies wichtig, weil es ermöglicht, nach Objekten mit einer höheren Rotverschiebung zu suchen, was die statistische Aussagekraft in den oben genannten Studien erhöht. Wenn es in der Brennebene des Teleskops platziert wird, hat jedes Pixel eine Breite von 0,263″ am Himmel, was zu einem Gesamtsichtfeld von 3 Quadratgrad führt.
Umfrage
DES bildete 5.000 Quadratgrad des südlichen Himmels in einem Fußabdruck ab, der sich mit dem Südpolteleskop und dem Streifen 82 überlappt (wobei die Milchstraße größtenteils vermieden wird). Die Vermessung dauerte 758 Beobachtungsnächte, verteilt auf sechs jährliche Sitzungen zwischen August und Februar, und deckte den Vermessungs-Fußabdruck zehnmal in fünf photometrischen Bändern ( g , r, i, z und Y ) ab. Die Vermessung erreichte im gesamten Untersuchungsgebiet eine Tiefe der 24. Magnitude im i-Band. Längere Belichtungszeiten und schnellere Beobachtungskadenz wurden in fünf kleineren Flecken von insgesamt 30 Quadratgrad durchgeführt, um nach Supernovae zu suchen.
Erstes Licht wurde am 12. September 2012 erreicht; Nach einer Überprüfungs- und Testphase begannen im August 2013 die wissenschaftlichen Beobachtungen. Die letzte Beobachtungssitzung wurde am 9. Januar 2019 abgeschlossen.
Ergebnisse
Schwaches Objektiv
Weak Lensing wurde gemessen statistisch durch die Scher-shear Messung Korrelationsfunktion , eine Zweipunkt - Funktion, oder deren Fourier - Transformation , um das Scherleistungsspektrums . Im April 2015 veröffentlichte der Dark Energy Survey Massenkarten mit kosmischen Schermessungen von etwa 2 Millionen Galaxien aus den wissenschaftlichen Verifikationsdaten zwischen August 2012 und Februar 2013.
Zwerggalaxien
Im März 2015 veröffentlichten zwei Teams ihre Entdeckungen mehrerer neuer potenzieller Zwerggalaxienkandidaten, die in DES-Daten des ersten Jahres gefunden wurden. Im August 2015 gab das Team von Dark Energy Survey die Entdeckung von acht weiteren Kandidaten in den Jahr-2-DES-Daten bekannt.
Kleine Planeten
Im Zuge des Dark Energy Survey wurden mehrere Kleinplaneten von DeCam entdeckt , darunter transneptunische Objekte mit hoher Neigung (TNOs). Das MPC hat den DeCam-Beobachtungen von kleinen Körpern des Sonnensystems den IAU-Code W84 zugewiesen. Ab Oktober 2019 schreibt das MPC die Entdeckung von 9 nummerierten Kleinplaneten, allesamt transneptunische Objekte , entweder "DeCam" oder "Dark Energy Survey" zu. Die Liste enthält keine unnummerierten Kleinplaneten, die möglicherweise von DeCam entdeckt wurden, da Entdeckungskredite nur nach der Nummerierung eines Körpers vergeben werden, die wiederum von einer ausreichend sicheren Umlaufbahnbestimmung abhängt.
Liste der entdeckten Kleinplaneten
| (451657) 2012 WD 36 | 19. November 2012 | aufführen |
| (471954) 2013 RM 98 | 8. September 2013 | aufführen |
| (472262) 2014 QN 441 | 18. August 2014 | aufführen |
| (483002) 2014 QS 441 | 19. August 2014 | aufführen |
| (491767) 2012 VU 113 | 15. November 2012 | aufführen |
| (491768) 2012 VV 113 | 15. November 2012 | aufführen |
| (495189) 2012 VR 113 | 28. September 2012 | aufführen |
| (495190) 2012 VS 113 | 12. November 2012 | aufführen |
| (495297) 2013 TJ 159 | 13. Oktober 2013 | aufführen |
| Entdeckungen werden "DECam" bzw. "Dark Energy Survey" gutgeschrieben. | ||
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Galerie
Deep-Field-Bild der Dark Energy Survey 
Die 1-millionste Aufnahme der Dark Energy Camera. Zum Zeitpunkt dieser Aufnahme machte DECam ein Bild eines Galaxienhaufens.
