ダークエネルギー調査

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別名	デス
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ダークエネルギーサーベイ（DES ）は、ダークエネルギーの特性を制限するために設計された天文サーベイです。近紫外線、可視光線、近赤外線で撮影された画像を使用して、Ia型超新星、重粒子音響振動、銀河団の数、弱い重力レンズ効果を使用して宇宙の膨張を測定します。^[1]このコラボレーションは、米国、^[2]オーストラリア、ブラジル、^[3]英国、ドイツ、スペイン、スイスの研究機関と大学で構成されています。コラボレーションはいくつかの科学ワーキンググループに分かれています。DESのディレクターはジョシュ・フリーマンです。^[4]

DESは、調査専用に設計された装置であるダークエネルギーカメラ（DECam）の開発と構築から始まりました。^[5]このカメラは視野が広く、特に可視スペクトルの赤い部分と近赤外線で高い感度を持っています。^{[6]観測は、チリの}セロトロロ米州天文台（CTIO）にある4メートルのビクターM.ブランコ望遠鏡に取り付けられたDECamで行われました。^[6]観測セッションは2013年から2019年まで行われ、2021年現在、DESコラボレーションは調査の最初の3年間の結果を発表しています。^[7][update]

DECam はDark Energy Cameraの略で、Victor M. Blanco 望遠鏡の以前の主焦点カメラを置き換えるために作られた大型カメラです。カメラは、機械部品、光学系、 CCD の3 つの主要コンポーネントで構成されています。

カメラの機構は、8枚のフィルターを交換できるフィルターチェンジャーとシャッターから構成されています。また、5枚の補正レンズを支える光学鏡筒もあり、そのうち最大のものは直径98cmです。これらの部品はCCD焦点面に取り付けられており、CCDの熱雑音を減らすために液体窒素で173 K（-148 °F; -100 °C）に冷却されています。焦点面は、センサーに結露が生じないように、0.00013パスカル（1.3 × 10 ^-9 atm）の極低真空に保たれています。レンズ、フィルター、CCDを含むカメラ全体の重量は約4トンです。主焦点に取り付けると、リアルタイムの焦点調整を可能にするヘキサポッドシステム で支えられました。 ^[9]

カメラには、およそ 340～1070 nm の範囲の u、g、r、i、z、Y フィルターが装備されており、^[10]スローン デジタル スカイ サーベイ (SDSS)で使用されているフィルターに似ています。これにより、DES は z≈1 までの測光赤方偏移測定を行うことができます。また^、DECamには、望遠鏡の視野を直径 2.2° まで拡張するための補正光学系として機能する 5 つのレンズが含まれています。これは、地上からの光学および赤外線画像化で利用できる最も広い視野の 1 つです。 [6] Victor M. Blanco 望遠鏡の以前の電荷結合素子(CCD) と DECamの大きな違いの 1 つは、赤色および近赤外線波長での量子効率が向上していることです。 ^{[11] [9]}

DECam の科学センサー アレイは、合計 520 メガピクセルの 62 個の 2048×4096 ピクセルの裏面照射型CCDのアレイです。さらに 12 個の 2048×2048 ピクセルの CCD (50 Mpx) が、望遠鏡のガイド、フォーカスの監視、位置合わせに使用されます。DECam の焦点面全体には 570 メガピクセルが含まれます。DECam の CCD には、Dalsaおよ​​びLBNLが製造した15×15 ミクロンのピクセルを持つ高抵抗シリコンが使用されています。比較すると、iPhone 4で使用されたOmniVision Technologies の裏面照射型 CCD は、5 メガピクセルで 1.75×1.75 ミクロンのピクセルです。ピクセルが大きいほど、DECam はピクセルあたりの光をより多く収集できるため、天文機器に望ましい低光感度が向上します。DECam の CCD の結晶深度は 250 ミクロンで、これはほとんどの消費者向け CCD よりも大幅に大きいです。結晶の深さが増すと、入射光子が移動する経路が長くなります。これにより、相互作用の確率が高まり、CCD の低エネルギー光子に対する感度が向上し、波長範囲が 1050 nm まで広がります。科学的にこれは重要です。なぜなら、より高い赤方偏移にある物体を探すことができるため、上記の研究における統計的検出力が向上するからです。望遠鏡の焦点面に配置すると、各ピクセルの幅は空に対して 0.27 インチとなり、合計視野は 3 平方度になります。^[12]

DES は、南極望遠鏡とストライプ 82と重なる範囲(大部分は天の川を避けて)で、南天の 5,000 平方度の画像を撮影しました。調査は 8 月から 2 月にかけて 6 回の年次セッションにわたって 758 回の観測夜を要し、5 つの測光バンド( g、r、i、z、Y ) で調査範囲を 10 回カバーしました。^[13]調査は、調査エリア全体で i バンドの深さ 24等級に達しました。超新星を探すために、合計 30 平方度の 5 つの小さなパッチで、より長い露出時間とより速い観測リズムが採用されました。^[14]

初観測は2012年9月12日に達成され、^[15]検証および試験期間を経て、2013年8月に科学調査観測が開始されました。^[16]最後の観測セッションは2019年1月9日に完了しました。^[13]

ダークエネルギーサーベイの完了後、ダークエネルギーカメラは他の天体調査にも使用されました。

• ダークエネルギーカメラレガシーサーベイ（DECaLS）は、天の川を除く赤緯32度以下の空をカバーしています。このサーベイは9000平方度以上をカバーしています。 ^{[17] [18]}
• DESIレガシーイメージングサーベイ（レガシーサーベイ）は、データリリース10時点で、DECaLS、BASS、MzLSが含まれています。また、追加のDECamデータも組み込まれているため、マゼラン雲の一部を含む銀河系外の南の空のほぼ全体をカバーしています。レガシーサーベイの目的は、ダークエネルギー分光計のターゲットを見つけることです。^{[18] [19]}
• ダークエネルギーカメラプレーンサーベイ（DECaPS）は南の空の天の川をカバーしています。 ^[20]

毎年 8 月から 2 月まで、観測員は山の宿舎に滞在します。1 週間の作業期間中、観測員は日中は眠り、夜間は望遠鏡とカメラを使用します。DES メンバーの一部は望遠鏡コンソールで作業して操作を監視し、他のメンバーはカメラの操作とデータ処理を監視します。

広域フットプリント観測では、DES は新しい画像ごとに約 2 分かかります。露出は通常 90 秒で、カメラ データの読み出しと次のターゲットに望遠鏡を向けるための旋回にさらに 30 秒かかります。各露出の制限にもかかわらず、チームは観測のために月明かりや雲量などのさまざまな空の状態も考慮する必要があります。

より良い画像を得るために、DES チームは「観測戦術家」(Obs​​Tac) と呼ばれるコンピューター アルゴリズムを使用して、観測の順序付けを支援しています。これは、日時、気象条件、月の位置など、さまざまな要素を最適化します。ObsTac は、望遠鏡を最適な方向に自動的に向け、最適な光フィルターを使用して露出を選択します。また、露出が超新星の探索にも使用されるかどうかに応じて、広域サーベイ画像を撮影するか、時間領域サーベイ画像を撮影するかを決定します。^[21]

ダークエネルギーグループは、宇宙論に関する成果を発表する論文をいくつか発表しました。これらの宇宙論の成果のほとんどは、1年目と3年目のデータから得られたものです。彼らの宇宙論の成果は、主に銀河間レンズ効果、さまざまな形状の弱いレンズ効果、宇宙のずれ、銀河のクラスタリング、測光データセットのデータを組み合わせたマルチプローブ手法で結論付けられました。

DES によって収集された初年度のデータについて、ダークエネルギーサーベイグループは、銀河のクラスタリングと弱いレンズ効果の結果と宇宙シアー測定から宇宙論的制約の結果を示しました。銀河のクラスタリングと弱いレンズ効果の結果と、ΛCDMについては、、ωCMDについては68% 信頼限界で。 [ ^22]銀河サーベイにおける最も重要な宇宙シアー測定を組み合わせることで、ダークエネルギーサーベイグループは、ΛCDM については68% 信頼限界で、 ωCMD については を示しました。^[23]初年度のデータからのその他の宇宙論的分析では、弱いレンズ効果源として使用された銀河の赤方偏移分布推定値とその不確実性の導出と検証を示しました。^[24] DES チームは、初年度のデータについて宇宙論のための測光データセット全体をまとめた論文も発表しました。^[25]${\displaystyle S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}}$${\displaystyle \Omega _{m}=0.267_{-0.017}^{+0.030}}$${\displaystyle S_{8}=0.782_{-0.024}^{+0.036}}$${\displaystyle \Omega _{m}=0.284_{-0.030}^{+0.033}}$${\displaystyle \omega =-0.82_{-0.20}^{+0.21}}$${\displaystyle \sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}}$${\displaystyle \sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.777_{-0.038}^{+0.036}}$${\displaystyle \omega =-0.95_{-0.36}^{+0.33}}$

DESが収集した3年目のデータでは、新しい宇宙シアー測定により、ΛCDMモデルの宇宙論的制約が に更新されました。 ^[26]銀河クラスタリングと弱いレンズ効果の結果の3年目のデータから、DESは、ΛCDMでは68%信頼限界で宇宙論的制約を と に、 ωCDMでは68%信頼限界で に更新しました。 ^[27]同様に、DESチームは、南銀河帽の約5000 deg2のgrizY画像を含む宇宙論の測光データセットの3年目の観測を発表しました。これには約3億9000万個のオブジェクトが含まれており、最大約23.0までの拡張オブジェクトで深度S/Nが約10に達し、大気上端の測光均一性は< 3mmagです。^[28]${\displaystyle \sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.759_{-0.025}^{+0.023}}$${\displaystyle S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}}$${\displaystyle \Omega _{m}=0.339_{-0.031}^{+0.032}}$${\displaystyle S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}}$${\displaystyle \Omega _{m}=0.352_{-0.041}^{+0.035}}$${\displaystyle \omega =-0.98_{-0.20}^{+0.32}}$${\displaystyle i_{AB}}$

弱い重力レンズ効果は、2点関数であるシアー-シアー相関関数またはそのフーリエ変換であるシアーパワースペクトルを測定することで統計的に測定されました。^[31] 2015年4月、ダークエネルギーサーベイは、2012年8月から2013年2月までの科学検証データから約200万個の銀河の宇宙シアー測定を使用して質量マップを公開しました。 ^[32] 2021年には、弱い重力レンズ効果を使用して南半球の空の領域の暗黒物質をマッピングし、^{[29] [30]} 2022年には銀河のクラスタリングデータと組み合わせて新しい宇宙論的制約を与えました。^{[33] [34]} 2023年にはプランク望遠鏡と南極望遠鏡のデータと組み合わせて、さらに新しい改善された制約を与えました。^{[35] [36] [37] [38]}

弱い重力レンズ効果の結果のもう一つの大きな部分は、ソース銀河の赤方偏移を較正することです。2020年12月と2021年6月に、DESチームは、重力レンズ効果で物質密度場をマッピングするために、弱い重力レンズ効果を使用してソース銀河の赤方偏移を較正した結果を示す2つの論文を発表しました。 ^{[39] [40]}

LIGO がGW170817 からの最初の重力波信号を検出した後、^[41] DES は DECam を使用して GW170817 の追跡観測を行いました。DECam が独自に光源を発見したことで、DES チームは、イベントの局在領域内で見つかった他の 1500 個の光源のいずれもこのイベントと関連がないことを示すことで、この光源と GW170817 との関連性を確立しました。DES チームは 2 週間以上この光源を監視し、光曲線データを機械可読ファイルとして提供しました。観測データセットから、DES はNGC 4993付近で特定した光学対応物が GW170817 と関連していると結論付けました。この発見は、重力波によるマルチメッセンジャー天文学の時代の到来を告げるものであり、重力波源の光学対応物を特定するための DECam の威力を実証しています。^[42]

2015年3月、2つのチームがYear 1 DESデータで見つかったいくつかの新しい潜在的な矮小銀河候補の発見を発表しました。 ^[43] 2015年8月、ダークエネルギーサーベイチームはYear 2 DESデータでさらに8つの候補を発見したことを発表しました。^[44]その後、ダークエネルギーサーベイチームはさらに多くの矮小銀河を発見しました。矮小銀河の結果が増えるにつれて、チームは検出された矮小銀河の化学的豊富さ^[45]、[46] 、恒星集団の構造^[46]、恒星の運動学と金属量[ ^47]などのより多くの特性について深く調べることができました。 2019年2月、チームはまた、フォルナックス矮小球状銀河^[48]の6番目の星団と潮汐破壊された超微光矮小銀河を発見しました。^[49]

バリオン音響振動（BAO）の特徴は、物質密度場のトレーサーの分布で観測でき、宇宙の膨張の歴史を測定するのに使用できます。BAOは、純粋に測光データを使用して測定することもできますが、重要性は低くなります。^{[50] DESチームの観測サンプルは、} 0.6 < z _photo < 1.1で、典型的な赤方偏移の不確実性が0.03（1 + z）である4100度平方の^{フットプリントに分布する700万個の銀河で構成されています。 [51]}彼らは、統計から、角度相関と球面調和関数から得られた尤度を組み合わせて、サンプルの有効赤方偏移での共動角直径距離とドラッグ時代の音の地平線スケールの比率を制限しています。 ^[52]${\displaystyle D_{m}(Z_{e}ff=0.835)/r_{d}=18.92\pm 0.51}$

2019年5月、ダークエネルギーサーベイチームは、タイプIa超新星を使用した最初の宇宙論の結果を発表しました。超新星データはDES-SN3YRからのものでした。ダークエネルギーサーベイチームは、平坦なΛCDMモデルでΩm = 0.331 ± 0.038、平坦なwCDMモデルでΩm = 0.321 ± 0.018、w = −0.978 ± 0.059を発見しました。[ ^53] DES-SN3YRからの同じデータを分析して、彼らは新しい現在のハッブル定数も発見しました。^[54]この結果は、2018年のプランク衛星コラボレーションによるハッブル定数の測定値と非常によく一致しています。^[55] 2019年6月、DESチームによってフォローアップ論文が公開され、系統的不確実性と、前述の宇宙論の結果を測定するために超新星を使用することの検証について議論しました。^[56]研究チームは同月に発表した別の論文で測光パイプラインと光度曲線のデータも発表した。^[57]${\displaystyle H_{0}=67.1\pm 1.3\,\mathrm {km\,s^{-1}\,Mpc^{-1}} }$

ダークエネルギーサーベイの過程で、DeCamによっていくつかの小惑星が発見されましたが、その中には高傾斜角太陽系外天体（TNO）も含まれていました。^[58]

MPCは、DeCamによる太陽系小天体の観測にIAUコード W84を割り当てた。2019年10月現在、MPCは、すべて太陽系外縁天体である9つの番号付き小惑星の発見を「DeCam」または「ダークエネルギーサーベイ」のいずれかに一貫して帰属させていない。^[68]このリストには、DeCamによって発見された可能性のある番号なしの小惑星は含まれていない。これは、発見の功績は天体の番号付けに基づいてのみ与えられ、その番号付けは十分に安全な軌道決定に依存するためである。

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  ダークエネルギーサーベイ深部画像

  ^[69]
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  この画像の中央にある大きな渦巻き銀河は、地球から約 3 億 8500 万光年離れています。
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  ダークエネルギーカメラが捉えたこの画像に写っている 3 つの大きな物体は、地球から約 6,500 万光年離れた近傍のろ座銀河団にある銀河です。
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  ダークエネルギー調査 - 銀河NGC 1398

• 宇宙進化調査

• ダークエネルギー調査ウェブサイト
• ダークエネルギー調査科学プログラム (PDF)
• ダークエネルギー調査データ管理
• ダークエネルギーカメラ (DECam) 2017-10-18 にWayback Machineでアーカイブされました
• ビロン、ローレン（2022年10月4日）。「ダークエネルギーカメラが撮影した15枚の素晴らしい写真」。シンメトリーマガジン。