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Progetto KiDS: Quanto pesa l’Universo?

La massa dell’universo è una cosa difficile da misurare. Per poterlo fare si dovrebbe contare non solo le stelle e le galassie, ma anche quantificare la materia oscura, le nuvole di polvere diffuse e persino gli atomi di idrogeno neutro nello spazio intergalattico. Per oltre un secolo gli astronomi hanno cercato di pesare l’universo e stanno ancora cercando il modo di precisarne la stima.

Conoscere la massa del cosmo è fondamentale per comprenderne la storia e l’evoluzione. Mentre l’energia oscura spinge l’universo ad espandersi, la materia cerca di impedirne l’espansione. Insieme formano una densità media di materia ed energia nell’universo, noto come parametro della densità cosmica. Questo parametro è fondamentale per il modello cosmologico standard, noto anche come modello LCDM.

Le galassie flettono la luce gravitazionalmente. Credito: Agentur der RUB
Le galassie flettono la luce gravitazionalmente. Credito: Agentur der RUB

Un modo per misurare questo parametro è osservare la Cosmic Microwave Background (CMB). Questo bagliore residuo del big bang ha piccole variazioni di temperatura. La scala di queste fluttuazioni ci consente di determinare il tasso di espansione cosmico, e a sua volta ci fornisce il valore della densità di materia cosmica.

La densità critica però non è affatto un valore enorme, tutt’altro. Essa vale circa 10 (alla -29) grammi per ogni centimetro cubo. Per immaginare una densità così piccola si deve pensare di mettere sei atomi di idrogeno in una scatola cubica di un metro di lato.

Progetto Kilo-Degree Survey

Un altro modo per pesare l’universo è quello di osservare come la luce delle galassie distanti viene deviata lungo il tragitto. È un effetto noto come lente gravitazionale. La sfida con questo metodo consiste nel determinare quale luce viene riflessa e quale no. Per fare ciò dovremmo confrontare la forma distorta della galassia che osserviamo con la forma reale della galassia, che non conosciamo.

Non è possibile effettuare tale confronto per una singola galassia, ma possiamo operare statisticamente. Dato che conosciamo la forma di una galassia media, possiamo paragonarla alla forma osservata tramite effetto lente per ottenere una media statistica su eventuali lenti che osserveremo. Questo era l’obiettivo di un progetto chiamato “Kilo-Degree Survey”.

«KiDS ha come scopo primario quello di effettuare misure di weak lensing, ossia quel fenomeno di distorsione delle immagini di sorgenti lontane ad opera della distribuzione di massa del cosmo, previsto dalla Relatività Generale e molto efficace nel rivelare la presenza della Materia Oscura»

Disaccordo sperimentale tra questo studio e i risultati di CMB. Credito: Hildebrandt, H., et al
Disaccordo sperimentale tra questo studio e i risultati di CMB. Credito: Hildebrandt, H., et al

Mentre l’effetto lente ci fornisce una misura statistica della quantità di massa tra noi e una galassia lontana, non ci permette di determinare la densità dell’universo. Per questo è necessario sapere quanto è lontana la galassia. Maggiore è la distanza, maggiore sarà la massa tra di noi e la sorgente. Quindi il team ha prima determinato le distanze galattiche misurando i redshift a diverse lunghezze d’onda.

 

Il risultato è un parametro di densità cosmica leggermente diverso da quello trovato dal CMB. Questa non è la prima volta che notiamo un disaccordo in cosmologia. Nel loro lavoro, gli autori ipotizzano che ciò potrebbe fornirci un indizio che il modello cosmologico standard non è corretto. Nel modello cosmologico standard, si presume che la quantità di energia oscura nell’universo sia costante. Questi ultimi dati si adattano però a un modello alternativo in cui l’energia oscura cambia nel tempo.

È un’idea interessante, ma nello stesso tempo un grande salto. Mentre quest’ultimo risultato non è accordo con i dati CMB, altri studi simili si. È possibile che in questo studio ci sia un errore sistematico quindi meglio non buttare via i vecchi libri di testo di cosmologia. Alla fine sarà l’osservazione che determinerà se gli autori di questo nuovo studio avranno ragione.

Panoramica del progetto in dettaglio

KiDS esamina due aree di cielo extragalattico, circa 750 gradi quadrati ciascuna, in quattro filtri (u, g, r, i). Parallelamente, il progetto VIKING associato sul vicino telescopio VISTA coprirà la stessa area in cinque bande vicino all’infrarosso: Z, Y, J, H, K. I tempi di integrazione sono scelti in modo tale che l’indagine raggiunga uno spostamento verso il rosso medio di 0,7.

KiDS fa parte di una lunga eredità di sempre migliori rilevamenti del cielo ottico su ampio campo, a partire dalle storiche indagini sulla lastra fotografica. Per il prossimo futuro la combinazione KiDS / VIKING di eccellente qualità d’immagine con ampia copertura della lunghezza d’onda (Regno Unito, 9 bande) sarà in prima linea per i sondaggi delle sue dimensioni e profondità.

Campi di indagine

La disposizione dei campi di rilevamento è stata scelta per sovrapporsi a precedenti misure di redshift delle galassie pubblicati in ( 2dF e SDSS hanno misurato insieme circa 300.000 spostamenti verso il rosso nelle aree KiDS), il che significa che abbiamo già una buona mappa della distribuzione della galassia in primo piano, a redshift ~ 0.3, così come la diagnostica spettrale per circa 100.000 galassie.

Uno degli obiettivi centrali di KiDS è “pesare” sistematicamente queste galassie in funzione della loro tipologia e ambiente. La disposizione dei campi è mostrata nella Figura 1, con gli intervalli di coordinate elencati nella Tabella 1.

Area di rilevamento KiDS
Figura 1: Layout dei campi di rilevamento del KiDS, KiDS-N nel cappuccio galattico settentrionale sull’equatore e KiDS-S attorno al Polo Galattico meridionale. I punti indicano dove sono già stati effettuati i rilievi del redshift della galassia (piccoli punti: SDSS; punti grandi: 2dFGRS). L’area combinata dei campi è circa il 7% del cielo extragalattico e il KiDS può essere osservato tutto l’anno.

Tabella 1: coordinate dei campi di rilevamento KiDS

Campo Gamma RA Gamma DEC
Kids-S 329.5 ° – 53.5 ° −35,6m ° – −25,7 °
Kids-N 156 ° – 225 °
225 ° – 238 °
−5 ° – + 4 °
−3 ° – + 4 °
Kids-N-W2 128,5 ° – 141,5 ° −2 ° – + 3 °
Kids-N-D2 149,6 ° – 151,6 ° + 1,7 ° – + 2,7 °

Strumentazione

Al centro di KiDS si trova OmegaCAM, la fotocamera da 32 ccd da 300 milioni di pixel sul VST. Il suo campo visivo istantaneo è di un grado quadrato completo, che è mappato a 0,2 arcsec / pixel, sufficiente per campionare anche le migliori immagini su Paranal.

Progetto KiDS: Quanto pesa l'Universo? 1
Figura 2: diagramma di ellitticità della funzione Point Spread di un’immagine di visualizzazione 0,6-arcsec, ottenuta dopo la messa in servizio. La lunghezza di ciascuna linea è proporzionale all’ellitticità delle immagini a stella (la scala è in alto). Si noti che l’ellitticità del PSF è ovunque inferiore al 10% e il modello è molto regolare (e facilmente comprensibile come una combinazione di leggero astigmatismo residuo e curvatura del piano focale del VST). La variazione della larghezza del PSF sull’intero campo è inferiore al 5% (non tracciata).

La qualità dell’immagine, l’affidabilità e la produttività è basata sui driver di progettazione e le aspettative sono state soddisfatte fino a un punto ineguagliato da qualsiasi altra fotocamera a campo largo allo stesso modo (Fig.2).

La combinazione di eccellente visione naturale sul sito, ottica completamente attiva nel telescopio, una scala della placca costante su tutto il campo, un fuoco Cassegrain f / 5,5 relativamente leggero, estrema planarità del mosaico CCD, e un sistema di rilevamento della curvatura in tempo reale appositamente progettato nella fotocamera stessa rendono questa struttura unica per il rilevamento di immagini ad alta fedeltà.

La qualità dell’immagine è fondamentale perché uno dei requisiti centrali per i sondaggi  è quello di essere in grado di misurare accuratamente le forme intrinseche di deboli, piccole galassie e qualsiasi sfocatura delle immagini.

Confronto con altri sondaggi

Sloan Digital Sky Survey (SDSS) è stato il primo rilevamento ottico basato su CCD “all-sky”, che ha dato tono alla prossima generazione di sondaggi su larga scala. KiDS utilizza filtri a banda larga simili a SDSS, ma è notevolmente più piccolo nell’area di rilevamento: 1500 sq.deg per KiDS contro 20.000 sq.deg per SDSS (compresi SDSS II e SDSS III). Tuttavia, KiDS ha due importanti miglioramenti che sono cruciali per i suoi obiettivi scientifici: è molto più sensibile (di circa 2 magnitudini) e ha una migliore qualità dell’immagine, in particolare nella banda r.

La Figura 3 mostra questi miglioramenti confrontando parte di un’immagine Ki-band e SDSS in banda r.

SDSS r vs. KiDS r
Figura 3: confronto tra immagini SDSS r-band (sinistra) e KiDS r-band (destra).

L’ indagine CFHTLenS è un’indagine ottica multi-color di 155 sq.deg, basata su CFHT Legacy e ottimizzata per analisi di lenti deboli. Poiché i principali obiettivi scientifici di CFHTLenS sono gli stessi di KiDS e i team scientifici hanno una grande sovrapposizione, questo sondaggio può essere visto come un precursore di KiDS. La debole analisi dell’obiettivo di CFHTLenS si basa sui dati in banda i, che sono più profondi dei dati in banda r KiDS, come mostrato nella

Figura 4. Ancora una volta KiDS ha due vantaggi principali: l’area di rilevamento è 10 volte più grande, e il Il PSF è più costante sul campo visivo, semplificando in modo significativo l’analisi del cristallino.

CFHTLenS i vs. KiDS r
Figura 4: confronto di CFHTLenS i-band (a sinistra) e KiDS r-band (a destra), le bande lente lente di questi due sondaggi.

 

Riferimenti e approfondimenti

  1. Hildebrandt, H., et al. ” KiDS + VIKING-450: tomografia a taglio cosmico con dati ottici e infrarossi .” Astronomia e astrofisica 633 (2020): A69.
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