암흑 에너지 조사

암흑 에너지 조사
	다크 에너지 서베이 로고
대체 이름	DES
웹 사이트	www.darkenergysurvey.org
	Commons 관련 매체
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DES(Dark Energy Survey)는 암흑 에너지의 특성을 제한하기 위해 고안된 천문학적 조사입니다.Ia형 초신성, 중입자 진동, 은하단 수, 약한 중력렌즈 등을 이용해 우주의 팽창을 측정하기 위해 근자외선, 가시광선,^[1] 근적외선으로 촬영한 영상을 이용한다.이 협업은 미국,^[2] 호주, 브라질,^[3] 영국, 독일, 스페인, 스위스의 연구 기관과 대학으로 구성되어 있다.그 공동작업은 여러 과학 작업 그룹으로 나뉜다.DES의 디렉터는 Josh Frieman입니다.^[4]

DES는 조사를 ^[5]위해 특별히 설계된 기기인 DECAM(Dark Energy Camera)을 개발 및 구축하는 것으로 시작되었습니다.이 카메라는 넓은 시야와 고감도, 특히 가시 스펙트럼의 붉은 ^[6]부분과 근적외선을 가지고 있습니다.관측은 ^[6]칠레의 Cerro Tololo Inter-American Observatory(CTIO)에 위치한 4미터 크기의 Victor M. Blanco 망원경에 장착된 DECam으로 수행되었다.관찰 세션은 2013년부터 2019년까지 진행되었으며, 2021년 현재^[update] DES 협업은 설문 조사 ^[7]첫 3년간의 결과를 발표했습니다.

DECAM

은하로 ^[8]가득한 하늘.

Dark Energy Camera의 줄임말인 DECAM은 빅터 M. 블랑코 망원경의 이전 초점 카메라를 대체하기 위해 만들어진 대형 카메라이다.카메라는 기계, 광학 및 CCD의 세 가지 주요 부품으로 구성되어 있습니다.

메카닉스

카메라의 메커니즘은 8필터 용량과 셔터를 갖춘 필터 체인저로 구성됩니다.5개의 보정 렌즈를 지원하는 광학 배럴도 있는데, 그 중 가장 큰 것이 직경 98cm이다.이러한 구성 요소는 CCD의 열 노이즈를 줄이기 위해 액체 질소로 -100°C까지 냉각되는 CCD 초점 평면에 부착됩니다.또한 초점면은 센서에 응결이 형성되는 것을 방지하기 위해 10Torr의⁻⁶ 매우 낮은 진공 상태로 유지됩니다.렌즈, 필터, CCD가 있는 카메라 전체의 무게는 약 4톤입니다.원초점에 장착하면 실시간 초점 ^[9]조정이 가능한 육각대 시스템이 지원됩니다.

광학

이 카메라에는 Sloan Digital Sky Survey(SDSS)에 사용된 것과 유사한 약 340~1070nm ^[10]간격의 u, g, r, i, z 및 Y 필터가 장착되어 있습니다.이를 통해 DES는 z11까지의 광도계 적색 편이 측정을 얻을 수 있습니다.DECam은 또한 망원경의 시야를 2.2°의 직경으로 확장하기 위해 보정광학으로 작동하는 렌즈 5개를 포함하고 있으며, 이는 지상 광학 및 적외선 ^[6]이미징에 사용할 수 있는 가장 넓은 시야 중 하나이다.Victor M. Blanco Telescope와 DECam의 이전 전하결합소자(CCD)와 중요한 차이점 중 하나는 적색 및 근적외선 ^[11]^[9]파장의 양자 효율이 향상되었다는 것입니다.

CCD

초점 평면에서의 DECam CCD 어레이 시뮬레이션 이미지.큰 직사각형은 각각 1개의 CCD입니다.왼쪽 상단 모서리에 빨간색 동그라미로 표시된 녹색 직사각형은 동일한 축척으로 iPhone 4 카메라 CCD의 크기를 나타냅니다.

다크 에너지 카메라의 백만 번째 노출입니다.100만 번째 노출은 127개의 이전 노출과 결합되어 이 필드를 볼 수 있게 되었습니다.

DECam의 과학 센서 어레이는 총 520 메가픽셀의 62 2048×4096픽셀 백라이트 CCD 어레이입니다.망원경 안내, 초점 모니터링 및 정렬에는 추가로 12개의 2048×2048픽셀 CCD(50Mpx)가 사용됩니다.전체 DECam 초점 평면에는 570메가픽셀이 포함되어 있습니다.DECam용 CCD는 Dalsa와 LBNL이 제조한 15×15미크론 픽셀의 높은 저항률 실리콘을 사용합니다.이에 비해 아이폰4에 사용된 옴니비전 테크놀로지스 백라이밍 CCD는 1.75×1.75미크론 픽셀에 500만 화소다.픽셀이 클수록 DECam은 픽셀당 더 많은 빛을 모을 수 있어 천문 기구에 적합한 낮은 감도를 향상시킵니다.또한 DECAM의 CCD는 250미크론의 결정 깊이를 가지고 있으며, 이는 대부분의 소비자용 CCD보다 훨씬 큽니다.추가 결정 깊이는 광자를 입력함으로써 이동하는 경로 길이를 증가시킵니다.이것에 의해, 상호 작용의 확률이 높아져, CCD가 낮은 에너지 광자에 대한 감도가 높아져, 파장 범위가 1050 nm까지 확대됩니다.과학적으로 이것은 위의 연구에서 통계적인 힘을 증가시키면서 더 높은 적색 편이에서 물체를 찾을 수 있게 해주기 때문에 중요하다.망원경의 초점 평면에 배치했을 때, 각 픽셀의 하늘 폭은 0.263º이며, 총 시야는 3평방도가 됩니다.

조사

DES는 남극 망원경 및 스트라이프 82(대부분은 은하수를 피함)와 겹치는 발자국으로 남쪽 하늘의 5,000평방도를 촬영했다.조사는 8월과 2월 사이에 6번의 연간 세션에 걸쳐 758번의 야간 관찰을 완료했으며, 5개의 광도 대역(g, r, i, z, Y)^[12]으로 10번의 조사 발자국을 포함했다.조사는 전체 조사 영역에서 i 대역의 24번째 깊이에 도달했다.초신성을 ^[13]찾기 위해 30평방도에 이르는 5개의 작은 패치로 더 긴 노출 시간과 더 빠른 관측 주기가 만들어졌다.

첫 ^[14]번째 빛은 2012년 9월 12일에 이루어졌다. 검증 및 테스트 기간을 거친 후,^[15] 2013년 8월에 과학적 조사 관찰이 시작되었다.마지막 관측 세션은 2019년 ^[12]1월 9일에 완료되었다.

관찰

천체 좌표의 하늘(색상 영역)에 대한 광역 조사의 발자국. 파선 곡선은 이러한 좌표에서 은하 원반의 대략적인 위치를 나타냅니다.

매년 8월부터 2월까지, 참관인들은 산의 기숙사에 머물 것이다.일주일 동안 관찰자들은 낮에는 잠을 자고 밤에는 망원경과 카메라를 사용한다.일부 DES 구성원은 망원경 콘솔에서 작업을 모니터링하는 한편 다른 구성원은 카메라 작동 및 데이터 프로세스를 모니터링합니다.

광역 풋프린트 관찰의 경우 DES는 새로운 이미지마다 대략 2분마다 소요됩니다.노출은 일반적으로 90초이며 카메라 데이터를 판독하고 망원경을 다음 표적을 가리키기 위해 30초가 더 소요됩니다.각각의 노출에 대한 제한에도 불구하고, 연구팀은 달빛과 구름 덮개와 같은 관측을 위해 다른 하늘 조건도 고려해야 한다.

더 나은 이미지를 얻기 위해 DES 팀은 "Observing Tactionian"(ObsTac)이라는 컴퓨터 알고리즘을 사용하여 관찰의 시퀀싱을 지원합니다.그것은 날짜와 시간, 날씨 조건, 달의 위치와 같은 다양한 요소들 사이에서 최적화된다.ObsTac은 자동으로 최적의 방향으로 망원경을 가리키고 최적의 빛 필터를 사용하여 노출을 선택합니다.또한 슈퍼노바 ^[16]검색에도 노출을 사용할지 여부에 따라 광역 또는 시간 영역 조사 이미지를 촬영할지를 결정합니다.

결과.

우주론

3개의 DES Y1 측정치(파란색), Planck CMB 측정치(녹색) 및 이들의 조합(빨간색)에서 물질 분포(S8)와 물질 내 우주의 분수 밀도(δm) 측정치에 대한 제약 조건.

암흑 에너지 그룹은 우주론에 대한 결과를 제시하는 여러 논문을 발표했다.이러한 우주론 결과는 대부분 첫해 데이터와 3년차 데이터에서 비롯됩니다.우주론에 대한 그들의 결과는 주로 은하-은하 렌즈, 다른 형태의 약한 렌즈, 우주 전단, 은하 군집화 및 광도 측정 데이터 세트를 결합하는 Multi-Probe Methodology로 마무리되었습니다.

DES가 수집한 첫 해 데이터의 경우, 암흑 에너지 조사 그룹은 은하 군집화 및 약한 렌즈 분석 결과와 우주 전단 측정 결과로부터 우주론적 제약 조건을 확인했습니다.갤럭시 클러스터링과 약한 렌즈의 $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}$ 에서 $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}$ 0. $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}$ ) $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}$ . $=$ . $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}$ + $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.773_{-0.020}^{+0.026}$ (\ $displaystyle S_{8}$ =\ $sigma _8$ }(\ $Omega _{m}/0.3)^0$ .5 $=0.73.$ 0.024+0.036{\displaystyle S_{8}=0.782_{-0.024}^{+0.036}},Ω m)0.284 − 0.030+0.033{\displaystyle \Omega_{m}=0.284_{-0.030}^{+0.033}}과ω)− 0.82 − 선물 ωCMD.[17]우주 sh의 가장 중요한 측정을 혼합하세요에 68%신뢰성 한계+0.21{\displaystyle\omega =-0.82_{-0.20}^{+0.21}}.귀은하계 조사에서 암흑에너지 조사단은 $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}$ ( $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}$ $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}$ . $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}$ 0. $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}$ . $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}$ $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}$ + $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}$ ({ $display style \display$ _8} (\ $Omega _{m}/0.3)^{0.$ 5} = $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}$ 0.782_ ${-0.$ 027 $}^{0$ .027}+027 $%$ 의 $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.782_{-0.027}^{+0.027}$ 신뢰 한계치를 보였다. $^{0.5}=0.$ $\omega =-0.95_{-0.36}^{+0.33}$ ${-0.038}^{+0.$ 036 $)$ $\omega =-0.95_{-0.36}^{+0.33}$ = $\omega =-0.95_{-0.36}^{+0.33}$ . $\omega =-0.95_{-0.36}^{+0.33}$ - $\omega =-0.95_{-0.36}^{+0.33}$ + 0.33 $\omega =-0.95_{-0.36}^{+0.33}$ { $displaystyle \obe =$ - $0.95_{-0.36$ ^[18]인 δCDM의 경우, 첫해 데이터에서 도출 추정치와 적색편이 분포를 보였다.또한 DES 팀은 첫해 데이터에 ^[20]대한 우주론의 모든 측광 데이터 세트를 요약한 논문을 발표했습니다.

DES가 수집한 3년차 데이터의 경우, 그들은 우주론적 제약을 $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.759_{-0.025}^{+0.023}$ 8 ( $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.759_{-0.025}^{+0.023}$ m / $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.759_{-0.025}^{+0.023}$ . $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.759_{-0.025}^{+0.023}$ ) 0. $=$ . $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.759_{-0.025}^{+0.023}$ - $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.759_{-0.025}^{+0.023}$ + 0.023 $\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.759_{-0.025}^{+0.023}$ ({ $디스플레이$ 스타일 \ $displaystyle _{m}/0.3)^{0.5}=0.759_0-23)^^$ 로 업데이트했다.DES는 은하 군집화와 약한 렌즈에 대한 3년차 데이터를 바탕으로 우주론적 $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ 을 S $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ 8 ( $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ m / $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ 0. $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ ) 0. $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ $=$ 0 $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ - $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ 0. $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ + $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ 0. $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.017}^{+0.017}$ { $디스플레이$ 스타일 $S_$ {8} $($ 0.0m) $_8}$ ({ $0/3})$ 로 업데이트했다. $68$ % 신뢰한계의 δCDM에서 m $}=0.339_{-0.031)^{+0.$ 032 $}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}$ $/$ . $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}$ ) 0. $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}$ . $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}$ $S_{8}=\sigma _{8}(\Omega _{m}/0.3)^{0.5}=0.775_{-0.024}^{+0.026}$ $($ \ $displaystyle S_8 =$ \ $sigma$ }({ }) _ （ $8$ ） _ ） _ 。 $\omega =-0.98_{-0.20}^{+0.32}$ % ^[22]신뢰한계에서의 CDM에서의 0 $\omega =-0.98_{-0.20}^{+0.32}$ + 0 $({$ 마찬가지로, DES 팀은 약 3억 9천만 개의 물체를 포함한 남쪽 은하 모자에 있는 약 5천 deg2의 그리즈Y 이미징으로 구성된 우주론에 대한 3년차 관측 자료를 발표했다. 깊이는 $i_{AB}$ 까지 확장된 물체의 경우 S/N ~ 10에 이른다 $.$ $AB}}~$ 23.0, 대기권 최고 수준의 광도 균일성 < 3mmag.^[23]

약한 렌즈

관측된 은하의 전경에 투영된 약한 중력 렌즈 데이터 세트를 사용한 DES의 2021년 암흑 물질 지도^[24]^[25].

약한 렌즈는 2점 함수인 전단-전단 상관 함수 또는 그 푸리에 변환인 전단력 ^[26]스펙트럼을 측정하여 통계적으로 측정되었다.2015년 4월, 다크 에너지 서베이는 2012년 8월부터 2013년 ^[27]2월까지 과학 검증 자료에서 약 200만 개의 은하를 우주 전단 측정하여 질량 지도를 발표했습니다.2021년에는 약렌즈가^[24]^[25] 남반구 하늘의 암흑물질 지도에 사용되었고, 2022년에는 은하 군집 데이터와 함께 새로운 우주론적 ^[28]^[29]제약을 주었다.

약한 렌즈 효과의 또 다른 큰 부분은 근원 은하의 적색 편이를 보정하는 것입니다.2020년 12월과 2021년 6월, DES 팀은 물질 밀도장을 중력 ^[30]^[31]렌즈와 매핑하기 위해 근원 은하의 적색 편이를 보정하는 데 약한 렌즈를 사용한 결과를 보여주는 두 개의 논문을 발표했습니다.

중력파

DES는 리고가 GW170817의 ^[32]첫 중력파 신호를 검출한 뒤 DECam을 이용해 GW170817을 추적 관찰했다.DECam에 의존하지 않는 광원 검출을 통해 DES 팀은 이벤트 현지화 영역 내에서 발견된 1500개의 다른 소스 중 이벤트와 확실하게 관련지을 수 없음을 보여줌으로써 GW170817과의 관련성을 확립합니다.DES 팀은 2주 이상 소스를 감시하고 광곡선 데이터를 기계 판독 가능한 파일로 제공했습니다.관측 데이터 세트에서 DES는 NGC 4993 근처에서 식별한 광학 부품이 GW170817과 관련이 있다고 결론지었다.이 발견은 중력파가 있는 다중 메신저 천문학의 시대를 예고하고 중력파 ^[33]소스의 광학적인 상대물을 식별하는 DECam의 힘을 보여준다.

왜소 은하

DES가 촬영한 나선은하 NGC 0895

2015년 3월, 두 팀은 1년차 DES ^[34]데이터에서 발견된 몇 개의 새로운 잠재적 왜소은하 후보를 발표했습니다.2015년 8월, 암흑 에너지 조사 팀은 2년차 DES 데이터에서 ^[35]8명의 추가 후보자를 발견했다고 발표했습니다.나중에, 암흑 에너지 조사 팀은 더 많은 왜소 은하를 발견했습니다.더 많은 왜소은하 결과를 통해 연구팀은 화학적 풍부함,^[36] 항성종족 ^[37]구조, 항성운동학 및 금속성 ^[38]등 발견된 왜소은하의 더 많은 성질을 자세히 살펴볼 수 있었습니다.2019년 2월, 연구팀은 화로자리 왜소 구상 은하에서^[39] 여섯 번째 성단과 조석 파괴된 초황색 왜소 ^[40]은하를 발견했다.

바리온 음향 진동

바리온 음향진동(BAO)의 신호는 물질밀도장의 추적자 분포에서 관찰될 수 있으며 우주의 팽창이력을 측정하는 데 사용됩니다.BAO는 중요도가 ^[41]낮지만 순수하게 광도 데이터를 사용하여 측정할 수도 있다.DES 팀 관찰 샘플은 면적 $deg^{2}$ $deg^{2}$ e $deg^{2}$ 2 {\ $displaystyle$ deg $^{$ $2$ }에 $deg^{2}$ 걸쳐 분포된 700만 개의 은하와 0.6 < $z_{photo}$ $z_{photo}$ $z_{photo}$ $z_{photo}$ o {\ $display z_{$ photo} $z_{photo}$ < 1.1이고 일반적인 적색 편이 불확실성은 0.03(1+z)^[42]이다.통계에서 각 상관 관계와 구면 고조파에서 도출된 우도를 결합하여 0.92 $pm$ 0 $.$ ± 0. $(Z_{e}ff=0.835)/r_d=1851 pm$ 에서 $D_{m}(Z_{e}ff=0.835)/r_{d}=18.92\pm 0.51$ 결합 각 $D_{m}(Z_{e}ff=0.835)/r_{d}=18.92\pm 0.51$ $D_{m}(Z_{e}ff=0.835)/r_{d}=18.92\pm 0.51$ D $D_{m}(Z_{e}ff=0.835)/r_{d}=18.92\pm 0.51$ m $D_{m}(Z_{e}ff=0.835)/r_{d}=18.92\pm 0.51$ ( $D_{m}(Z_{e}ff=0.835)/r_{d}=18.92\pm 0.51$ $D_{m}(Z_{e}ff=0.835)/r_{d}=18.92\pm 0.51$ $D_{m}(Z_{e}ff=0.835)/r_{d}=18.92\pm 0.51$ $)/$ r_d=1851의 비율을 $제한$ 한다.드래그 ^[43]에폭에서의 orizon 스케일.

SuperNova-Type1a

슈퍼노바 IA

2019년 5월, 암흑 에너지 조사 팀은 IA 초신성을 이용한 첫 우주론 결과를 발표했다.Super Nova 데이터는 DES-SN3YR에서 가져온 것입니다.암흑 에너지 조사 팀은 δCDM 모델의 경우 δm = 0.331 ± 0.038, δm = 0.321 ± 0.018, w ^[44]= -0.978 ± 0.059를 발견했습니다.또한 DES-SN3YR의 동일한 데이터를 분석한 결과, $H_{0}=67.1\pm 1.3kms^{-1}Mpc^{-1}$ ± $H_{0}=67.1\pm 1.3kms^{-1}Mpc^{-1}$ . $H_{0}=67.1\pm 1.3kms^{-1}Mpc^{-1}$ $H_{0}=67.1\pm 1.3kms^{-1}Mpc^{-1}$ s - $H_{0}=67.1\pm 1.3kms^{-1}Mpc^{-1}$ M $H_{0}=67.1\pm 1.3kms^{-1}Mpc^{-1}$ c $H_{0}=67.1\pm 1.3kms^{-1}Mpc^{-1}$ - $H_{0}=67.1\pm 1.3kms^{-1}Mpc^{-1}$ { $displaystyle H_{$ 0} = $67.1\pm$ 1.3 kms $^{-1$ } Mpc^{- $1$ 이라는 새로운 허블 상수를 발견했습니다.^[45] 이 결과는 2018년 ^[46]플랑크 위성협력의 허블 상수 측정 결과와 매우 일치합니다.2019년 6월에는 DES 팀이 발표한 시스템 불확실성에 대한 후속 논문과 ^[47]앞서 언급한 우주론 결과를 측정하기 위한 슈퍼노바 IA의 사용 검증이 있다.연구팀은 또한 같은 ^[48]달에 발행된 다른 논문에 광도 측정 파이프라인과 광도 곡선 데이터를 발표했다.

소행성

다크 에너지 서베이 과정에서 DeCam에 의해 고경사형 해왕성 횡단 물체(TNO)^[49]를 포함한 여러 개의 소행성이 발견되었다.

DES 발견 소행성 목록
번호부 MP 호칭	검출 날짜.	MP 목록 링크	참조
(451657) 2012 WD36	2012년 11월 19일	목록.	^[50]
(471954) 2013 RM98	2013년 9월 8일	목록.	^[51]
(472262) 2014 QN441	2014년 8월 18일	목록.	^[52]
(483002) 2014 QS441	2014년 8월 19일	목록.	^[53]
(491767) 2012 VU113	2012년 11월 15일	목록.	^[54]
(491768) 2012 VV113	2012년 11월 15일	목록.	^[55]
(495189) 2012 VR113	2012년 9월 28일	목록.	^[56]
(495190) 2012 VS113	2012년 11월 12일	목록.	^[57]
(495297) 2013 TJ159	2013년 10월 13일	목록.	^[58]
발견은 다음 중 하나에 의해 인정됩니다. "DECAM" 또는 "Dark Energy Survey"입니다.

MPC는 드캠이 작은 태양계 천체를 관측할 때 IAU 코드 W84를 부여했다.2019년 10월 현재, MPC는 9개의 번호가 매겨진 소행성의 발견을 일관되게 "DeCam" 또는 "Dark Energy Survey"^[59]의 소행성이라고 보고 있다.이 목록에는 DeCam에 의해 잠재적으로 발견될 수 있는 번호가 매겨지지 않은 소행성은 포함되어 있지 않다. 왜냐하면 발견 공적은 물체의 번호 매기기에만 주어지고 이는 다시 충분히 안전한 궤도 결정에 달려 있기 때문이다.

갤러리

다크 에너지 서베이 딥 필드 이미지^[60]
이 이미지 중앙에 있는 큰 나선은하는 지구에서 약 3억8천500만 광년 떨어져 있습니다.
다크 에너지 카메라에 포착된 이 이미지에서 세 개의 큰 물체는 지구에서 약 6500만 광년 떨어진 가까운 화로자리 은하단에 있는 은하입니다.
암흑 에너지 조사 - 은하 NGC 1398

「」를 참조해 주세요.

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