Как будут проанализированы данные, собранные в течение 5 лет работы DESI, чтобы выяснить, что такое темная энергия на самом деле?

Пожалуйста, взгляните на этот прогноз: 1611.00036 . Приведу несколько важных цифр.

В крупномасштабных структурах есть две важные наблюдаемые величины: Барионные акустические колебания ( BAO ) и Искажения красного смещения ( RSD ). BAO рассказывает нам историю расширения Вселенной, поэтому измерение BAO накладывает ограничения на уравнение состояния (EoS) темной энергии.

Например, если EoS параметризован как$w=w_0+w_a(1-a)$. DESI ожидает увидеть такой контурный график($68\%$предел), если "истинное" значение равно$w_0=-1$и$w_a=0$: Здесь «P» означает априорную планку, а «BB» означает случай, когда используется информация о полосе платы (форма спектра измеренной плотности мощности). Синяя линия — это предыдущий результат, полученный проектом BOSS , поэтому мы видим огромные улучшения.

Точно так же RSD говорит нам, как структуры группируются и растут, в то время как разные теории гравитации предсказывают разную скорость роста. Следовательно, DESI даст более сильные ограничения на теорию гравитации (модифицированная гравитация является альтернативным объяснением ускорения Вселенной):

И, конечно же, DESI будет лучше измерять общее количество темной энергии:

обновлять:

Это долгая история от необработанных данных до космологических параметров, но процедуру можно кратко, но не точно обобщить:

Необработанные данные представляют собой положения (RA, DEC, красное смещение) многих галактик/квазаров. Эти позиции будут преобразованы в статистику, например, спектр мощности и корреляционную функцию.

И затем люди принимают один вид параметризации/модели, чтобы установить вероятность$\mathcal{L}(d|\boldsymbol{\theta})$, здесь$d$означает данные и$\boldsymbol{\theta}$означает параметры.

С помощью теоремы Байеса$p(\boldsymbol{\theta}|d)\propto\mathcal{L}(d|\boldsymbol{\theta})p_{\mathrm{prior}}(\boldsymbol{\theta})$, мы получим ограничения/измерения этих параметров.

Из Мартини и др. 2018 :

Спектроскопический прибор темной энергии (DESI) для измерения истории расширения Вселенной с использованием метода барионных акустических колебаний. Спектры 35 миллионов галактик и квазаров более 14000 квадратных градусов измеряются в течение жизни эксперимента. Новый корректор основного фокуса для телескопа KPNO Mayall подает свет на 5000 волоконно-оптических позиционеров. Волокна, в свою очередь, питают десять широкополосных спектрографов.

Было записано большое количество изображений, от 1000 до 3000 в зависимости от спектрографа на этапе серии перформансов, всего около 23000. Не все эти данные проанализированы, среди них много темных изображений. Большинство изображений были приобретены для определенной цели, но впоследствии могут быть использованы для другой цели. Например, это оказалось полезным для понимания проблемы, обнаруженной с покрытием коллиматора.