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DASI ( Degree Angular Scale Interferometer ) は、米国国立科学財団の南極アムンゼン・スコット南極基地に設置された望遠鏡です。これは、10 バンドで26 ～ 36 GHz ( Ka バンド) の間で動作する13 要素の干渉計です。この装置は、宇宙背景イメージャー(Cosmic Background Imager) および超小型アレイ(VSA)と設計が似ています。2001 年、DASI チームは、宇宙マイクロ波背景放射 (CMB)の温度、つまりパワー スペクトルの最も詳細な測定結果を発表しました。これらの結果には、インフレーション理論の重要な証拠となる CMB の2 番目と 3 番目の音響ピークの最初の検出が含まれていました。この発表は、 BOOMERanGおよびMAXIMA実験と併せて行われました。 [ 1 ] 2002 年、チームはCMB の偏光異方性の最初の検出を報告しました。 [ 2 ]
2005年には、空いていたDASIマウントがQUaD実験に使用され、これはEモードスペクトルに焦点を当てた別のCMBイメージャーでした。[ 3 ] 2010年には、DASIマウントは再びKeck Array に再利用され、[ 4 ]これもCMB偏光異方性を測定します。
CMBは、宇宙が約38万歳になったときに生成されました[ 5 ]。ビッグバン後に存在していた不透明な プラズマの霧が水素原子に再結合し始め、光子が宇宙空間を自由に移動できるようになったときです。この放射はその後、宇宙の膨張によって赤方偏移し、電磁スペクトルのマイクロ波領域でかすかに見ることができます。1992年に、CMBの実効温度に非常にわずかな異方性があることが観測され[ 6 ]、DASI望遠鏡はこれらの温度異方性を正確に測定し、偏光を検出するように装備されました。これは、CMBの偏光を観測した最初の望遠鏡です。宇宙論の標準モデルと見なされているΛCDM（ダークエネルギーと冷たいダークマター）理論は、宇宙の最初の原子の散乱効果によりCMBの偏光を予測しました。プロジェクトリーダーのジョン・カールストロムは、偏光が見つからなかったら、天体物理学者は最近のデータの解釈をすべて拒否しなければならなかっただろうと述べています。[ 7 ]
DASI望遠鏡は、1999年から2000年の南半球の夏に、地理上の南極から0.7km離れたアムンゼン・スコット南極基地のマーティン・A・ポメランツ天文台の2つの塔のうち内側の塔に設置されました。[ 8 ]南極のこの場所は、極めて好ましい大気条件のため、この種の望遠鏡にとって特別な場所です。高高度と極度の乾燥により、空気は薄く、他の気候よりも水蒸気がはるかに少ないため、水はマイクロ波放射をよく吸収し、CMB信号の一部を遮断するため、これは重要です。また、太陽は1年のうち6か月しか見えないため、その間望遠鏡を太陽から遮る必要がありません。[ 9 ]
過去に、または現在基地にある他の望遠鏡には、バイパー、パイソン、南極望遠鏡などがあります。[ 10 ]基地で行われている天体物理学実験の一覧については、アムンゼン・スコット南極基地の記事 を参照してください。
DASI は、3 つの対称線を持つパターンで配置された 13 個の小型望遠鏡素子で構成されたコンパクトな干渉計でした。13 個の望遠鏡それぞれに、20 センチメートル (7.9インチ)のレンズ付きコルゲート ホーンがあり、アンテナ間のクロストークを低減するためにコルゲート シュラウドが取り付けられていました。各望遠鏡には、26 ～ 36 GHz ( Ka バンド)の周波数で動作する高電子移動度トランジスタ(HEMT) アンプがあり、約 10 K まで極低温で冷却されていました。受信機のノイズ温度は、バンド中心で15 K ～ 26 K、端で 30 K でした。システム全体の温度は約 26 Kに達しました。 [ 8 ] [ 9 ]
偏光観測のために、望遠鏡は2000年から2001年の南半球の夏の間に無色偏光子を用いて再構成され、望遠鏡は4つのストークスパラメータすべてにおいて感度を持つようになった。[ 11 ]
望遠鏡架台は高度方位角（アルタジマス）式で、カウンターバランスギアとピニオンによる仰角駆動機構を備えており、追尾や指向時に優れた安定性を発揮した。架台は頑丈な箱型鋼構造で、これは望遠鏡の質量35,000ポンド（16,000kg ）の安定性を確保するために必要であった。 [ 8 ]
この望遠鏡は、生成される画像に影響を与える可能性のあるあらゆる要因を最小限に抑えることで、可能な限り信頼性の高い結果が得られるように設計されました。たとえば、望遠鏡が設置されている高さ11 メートル (36フィート)の塔は、建物の他の部分からの振動が機器に影響を与えないように機械的に隔離されていました。 [ 8 ] 望遠鏡は、地面からの干渉する熱放射を最小限に抑えるための地面遮蔽物として機能する大きな逆ドームの中にありました。[ 9 ]
南極の冬の-60 ℃（-76 °F）の気温に人間がさらされるのを避けるため、望遠鏡と地上シールドの間に天蓋があり、密閉されたキャビンが形成され、建物の安全な場所から出ることなく梯子を使って機器にアクセスできるようになっていました。[ 9 ]
DASI の設計は VSA および CBI の設計と非常によく似ていました。CBI と DASI の背後にある電子機器は、実際に 動作周波数 26～36 GHz と同様に同一でした。ただし、CBI はより小さな角度スケール用に設計されていたため、空のより小さな領域でより高い解像度を持ち、 DASI の 20 cm ホーンの代わりに 0.9 m のパラボラアンテナを使用していました 。[ 12 ] VSA も概念的には似ており、同じ周波数で動作していましたが、0.2～3° というより小さな角度分解能で動作していました。[ 13 ]
このプロジェクトは、国立科学財団（NSF）極地プログラム局から資金提供を受け、最初は南極天体物理学研究センターを通じて、その後は同局を通じて直接資金提供を受けた。さらに、シカゴの宇宙論物理学センターからも支援を受けた。[ 14 ]
DASI は、2000 年の南半球の冬に 97 日間にわたって最初の観測を行い、直径 3.4° のほぼ隣接する 32 の円形の空の領域で CMB の温度異方性を測定しました。これらの観測は非常に高感度で、通常rms精度は 10 μK でした。2001 年に別の測定を行った後、チームは CMB のパワー スペクトルの 2 番目と 3 番目の音響ピークの最初の測定結果を報告しました[ 8 ] [ 15 ] [ 16 ] 1 番目のピークは、以前の実験MAT/TOCO、BOOMERanG、および MAXIMAによって発見されていました[ 17 ] DASI のデータのカットは、特定のパラメータを超えたときに収集されたデータを除去する厳密な「ジャックナイフ」テストで行われました。たとえば、太陽が地平線から 5° 以上昇った場合、またはハードウェアの不具合を示唆する大きなオフセットまたは過剰なノイズがデータにあった場合などです。これは、信頼性を向上させるために精度を多少犠牲にする標準的な手法である。[ 11 ]
2002年12月、DASIチームはCMBにおける偏光異方性の発見を報告した。これは、以前の直径3.4°のFWHM領域のうち2つを2年271日間観測した後のことであった。22日間のデータがカットされた。[ 2 ] [ 11 ]
実験は2003年の南半球の冬を通して続けられ、新しいデータは過去2年間の結論を裏付けた。[ 18 ]
2001年にCMBで発見された2番目と3番目の音響ピークは、宇宙膨張のインフレーション理論にとって重要な証拠となった。この理論によれば、音響ピークはビッグバン中の物質の振動によって引き起こされ、一連の倍音または高調波を伴う1つの主要な周波数またはトーンとして測定できるはずである。1番目の音響ピークは主要なトーンを表し、DASIによって発見された2番目と3番目のピークは2番目と3番目の高調波を表す。これらの測定値は、初期宇宙のバリオン密度を測定するためにも使用でき[ 16 ]、これらの測定は暗黒物質と暗黒エネルギーの存在の証拠を提供した[ 1 ] 。これはその後、ΛCDM標準宇宙モデルとなった。
最近の偏光の結果から、科学者たちはCMBにEモードが存在することを「高い確信」で確認することができ、これはΛCDM標準宇宙論モデルを支持する証拠を補強するものでした。このデータは、初期宇宙の質量分布を理解する上でも役立ちます。温度異方性は初期宇宙における物質の形成の存在を明らかにし、偏光はこれらの形成がどのように動いていたかを明らかにしました。[ 7 ]このプロジェクトで達成された干渉計技術の発展は、重力波の証拠としてBモードを発見しようとする将来のプロジェクトにも役立つと考えられていました。しかし、DASIはBモードの探索に役立つほど大きくなく、設計された目的を達成したため、運用を終了しました。[ 18 ]