DESI（Dark Energy Spectroscopic Instrument，暗能量光谱仪）是一个第四阶段的地面暗能量实验，旨在通过大范围的星系和类星体光谱红移巡天，研究重子声波振荡和结构增长[1]。DESI是继成功的第三阶段BOSS（Baryon Oscillation Spectroscopic Survey[2]）之后的光谱巡天项目，为DES（Dark Energy Survey[3]）和DESI Legacy Imaging Surveys（简称 Legacy Survey[4]）测光巡天提供了光谱观测上的补充。暗能量是导致宇宙加速膨胀的神秘力量，理解其本质是现代宇宙学中的一个关键问题。DESI项目的主要目标是通过测量数千万个星系和类星体的红移，来绘制宇宙的大尺度结构，并从而揭示暗能量的性质。
一、概况
DESI是一个旨在通过精确测量宇宙膨胀历史和大尺度结构来研究暗能量本质的项目[5]。其核心目标是：通过测量重子声学振荡（BAO，Baryon Acoustic Oscillation）尺度，从局部宇宙到红移3.5的距离-红移关系来测量宇宙的膨胀历史。DESI的预测表明，与 eBOSS 宇宙学结果所定义的第三阶段相比，暗能量状态方程参数 w₀和 wₐ 的误差椭圆大小将提高约5到10倍[6]。除了宇宙膨胀历史和暗能量外，DESI还可以通过测量红移空间畸变（RSDs， Redshift Space Distortions）研究宇宙结构的增长[7]；提供关于中微子总质量的新信息；研究来自宇宙膨胀的原初密度涨落的尺度依赖性；以及测试对广义相对论的潜在修改。
为了在现有数据集的基础上将精度提高5到10倍，DESI计划在5年内（2019-2024）观测4000万星系和类星体[1]，目标分为四个主要类别：亮星系巡天（BGS，Bright Galaxy Survey）、亮红星系（LRGs，Luminous Red Galaxies）、发射线星系（ELGs， Emission-line Galaxies）和类星体（QSOs）。BGS 约有1400万个星系，红移中位数为 z=0.2； LRGs 约有800万个，最高红移到1左右； ELGs 约有1700 万个，最高红移到1.6左右；QSOs 约有280万个，其中有 80万个红移大于 2.1。鉴于BGS目标的密度较低，DESI还结合BGS观测，同时观测大约1000万颗恒星。
DESI计划在短短5年内观测4000万星系和类星体，说明相比于以往的巡天项目，DESI有着更快的巡天速度。DESI的仪器安装在Kitt Peak国家天文台的4 m Nicholas U. Mayall 望远镜上，具有8平方度的宽视场，配备5020个机器人光纤定位器，每个定位器的最小中心间距为10.4毫米。此外，DESI还拥有10台高效率光谱仪，每个光谱仪将光线分为三个波长通道，光谱分辨率从2000-3000到4000-5000不等。相比于SDSS巡天，DESI在单位时间内的测量数量（巡天速度）有了显著提升，每次观测可获得5000条光谱，曝光时间为1000秒，更换天区仅需约2分钟[1]。DESI仪器的巡天速度大幅提高，这主要归功于高通量与更大口径的望远镜、宽视场和机器人光纤定位器的结合。
二、DESI的仪器设备
DESI 的仪器设备包括安装在 Kitt Peak 国家天文台 4 m Nicholas U. Mayall 望远镜上的校正器、焦面板系统、光纤系统、光谱仪系统，以及仪器控制系统和数据系统，Mayall 望远镜的模型如图1所示。校正器提供8平方度的宽视场，焦面板系统配备5020个机器人光纤定位器，光纤系统负责传输光信号，光谱仪系统将光线分为不同波长通道进行分析。仪器控制系统作为'中枢'，协调各子系统协同工作。数据系统负责目标选择、巡天设计和光谱数据处理与分析，确保数据质量。这些组成部分共同保障DESI高效运行，实现科学目标。
图1 - 4 m Mayall 望远镜模型[1]
1、校正器
DESI的校正器（Corrector）是安装在4米Mayall望远镜主焦点处的关键光学组件，由六个直径约1米的透镜组成，它的模型图如图2所示。这些透镜将望远镜的焦比从f/2.8调整为f/3.9，并提供了一个直径为3.2度的视场（FOV）。校正器的设计目标是实现高通量、高成像质量和稳定的光谱性能，以支持DESI对4000万星系和类星体的光谱测量任务。
图2 - DESI的校正器模型[1]
校正器的六个透镜包括四个熔融石英透镜（C1至C4），其中两个具有非球面表面，以及两个用于大气色散校正（ADC, Atmospheric Dispersion Corrector）的硼硅酸盐透镜（ADC1和ADC2）。这些透镜安装在钢制镜筒中，通过精确的光学设计和装调，实现了从360纳米到980纳米的宽波段覆盖，并在视场中心达到约f/3.68的焦比。校正器的光学设计满足了DESI对成像质量的要求，例如在视场中心的FWHM（半高全宽）小于0.4弧秒，且在整个波段和视场范围内保持优异的成像性能。
校正器的安装和调试是DESI项目的重要组成部分。在安装过程中，团队对校正器的光学性能进行了严格的测试和验证，包括对透镜的对准精度、光学涂层的透过率以及整个系统的成像质量的测量。最终，校正器在实际观测中表现出色，其成像质量达到了设计要求，为DESI的高精度光谱测量提供了坚实的基础。
2、焦平面系统
暗能量光谱仪（DESI）的焦平面系统（FPS）是其关键组成部分之一，它能够精确地将光纤定位到天文目标上。焦平面系统的核心是焦平面组件（FPA），它被安装在梅亚尔望远镜的主焦点处。FPA被划分为10个相同的楔形花瓣，每个花瓣包含502个机器人光纤定位器。这些定位器能够在非球面焦平面上精确地放置光纤，确保每根光纤都能对准特定的天文目标，图3展示了部分机器人光纤定位器。
图3 - 焦平面系统的光纤定位器和靶标的背光图像[1]
每个花瓣还包含12个照明用的靶标（fiducials）和一个导星/聚焦/对准（GFA）相机。基准标记用于精确测量和对准，而GFA相机则实时反馈导星的位置，从而实现望远镜的精确定位和跟踪。FPA被安装在一个焦平面外壳（FPE）内，该外壳维持一个受控的环境，以确保系统的稳定性能。FPA通过光纤系统与光谱仪相连，使得光纤捕获的光能够被传输到光谱仪进行光谱分析。
FPA的设计和建造需要极其精细的工程设计，以实现光纤定位器所需的精度和密度。使用紧凑型高精度电机以及对每个定位器进行仔细校准，使得FPA能够满足光纤放置精度的严格要求。该系统对于DESI开展大规模光谱巡天至关重要，它将为数百万个星系和类星体的光谱测量提供关键数据。
3、光纤系统
DESI的光纤系统是连接焦平面系统和光谱仪的关键部分，负责将焦平面上的光纤定位器捕获的光高效地传输到光谱仪进行分析。整个光纤系统包含约5000根光纤，分为10个独立的光纤束，每个光纤束连接一个花瓣和一个光谱仪，确保光的高效传输和最小的光损。
光纤系统的设计考虑了多个关键因素。首先，光纤的传输效率极高，通过优化光纤的抗反射涂层、精确的光纤切割和端面处理，以及采用熔接技术连接光纤，确保了超过90%的光传输效率。其次，光纤系统还考虑了光纤在传输过程中的应力控制和光束质量的保持，以确保光谱仪能够接收到高质量的光信号。
在实际操作中，光纤系统需要在望远镜的不同观测位置之间快速切换，同时保持光纤的稳定性和光的传输效率。DESI的光纤系统通过精确的机械设计和先进的材料技术，实现了快速切换和高稳定性的目标，为DESI的大规模光谱巡天提供了可靠的技术支持。
4、光谱仪系统
DESI的光谱仪系统是其核心组件之一，包含10个完全相同的光谱仪，用于记录从360-980纳米波长范围内的光谱数据。每个光谱仪通过一对分光镜将光分成蓝、红和近红外三个通道，分别记录不同波段的光谱。这种设计不仅优化了整体的透光率，还增加了光谱覆盖范围，并允许根据不同的波段调整光谱分辨率。蓝、红和近红外通道的光谱分辨率分别约为2000-3000、3500-4500和4000-5500，满足了不同科学目标对分辨率的需求。
图4 - 一个光谱仪的示意图[1]
图4展示了DESI的一个光谱仪的光学设计和机械结构。光从光纤狭缝阵列进入光谱仪，通过近红外分光镜（NIR dichroic）上的一个槽口被导向校准镜。校准后的光直接反射回近红外分光镜。对于近红外通道（747-980 nm）的光，它通过近红外分光镜，被近红外VPH（volume phase holographic）光栅分散后进入近红外相机。波长较短的光被近红外分光镜反射至红色分光镜。其中，蓝光（360-593 nm）从红色分光镜反射，经蓝光VPH光栅分散后进入蓝光相机；红光（560-772 nm）则通过红色分光镜，经红光VPH光栅分散后进入红光相机。曝光快门位于光纤狭缝阵列之后的光路中，用于控制曝光时间。此外，在近红外VPH光栅之前还设有一个额外的近红外快门，当使用光纤照明系统时，该快门会关闭以保护系统。所有光谱仪的设计和结构完全一致，确保了观测数据的统一性和可靠性。
光谱仪系统还包括一个环境控制装置（Shack），用于维持光谱仪在稳定的温度（20°+- 2°C）和湿度（<50%）条件下运行，并提供清洁的环境，以确保光谱仪的性能和数据质量。此外，系统还配备了用于光谱仪校准的光源系统，包含安装在望远镜顶部环上的一组校准灯箱，以及用于监测夜空连续背景亮度的天空监测仪。校准系统能够提供覆盖DESI波段的连续谱和光谱线，用于波长校准和光谱仪之间的相对波长校准。
在操作过程中，光谱仪系统通过动态曝光时间计算器（Dynamic ETC）实时调整曝光时间，以确保在不同观测条件下的光谱信噪比达到科学要求。DESI的光谱仪系统通过其高分辨率、宽波段覆盖和稳定的环境控制，DESI能够提供高质量的光谱数据。
5、仪器控制系统和数据系统
仪器控制系统（Instrument Control System, ICS）是DESI项目的核心部分，负责协调和控制所有仪器组件以及望远镜的操作。ICS通过一个分布式多处理器系统实现，包含约80个节点，从嵌入式控制器到服务器级计算机，涵盖了从硬件控制到数据采集的多种功能。ICS的设计基于DECam的控制系统架构，采用Python Remote Objects（PYRO）进行分布式对象通信，并通过定制的软件框架（如Architect和PML）实现灵活的系统启动和配置管理。ICS的用户界面基于Web技术，提供直观的操作体验，支持远程观测和仪器操作。
数据系统负责从目标选择到最终光谱数据处理的全流程管理。其主要功能包括：1）目标选择。基于Legacy Imaging Surveys、Gaia等数据，选择适合DESI观测的天体目标，包括星系、类星体和标准星等；2）光纤分配：为每个望远镜指向分配光纤，确保目标能够被有效地观测；3）数据传输：将观测数据从Kitt Peak国家天文台（KPNO）实时传输到国家能源科学计算中心（NERSC），并进行备份；4）光谱数据处理：将原始数据处理为校准后的光谱数据，并提供红移测量和天体分类。数据系统的设计注重高效性和灵活性，采用并行计算技术（如MPI）和Python编程语言，以适应大规模数据处理需求。此外，数据系统还支持多种模拟和测试功能，以确保软件的稳定性和可靠性。
三、DESI Legacy Imaging Surveys
Legacy Survey 是为 DESI 巡天提供光谱观测目标的先导测光巡天。为了达到DESI科学目标要求的精度，DESI巡天需要在非常大的天区（>10000平方度）内获取空间密集的星系和QSO示踪样本。但是 SDSS 和 PS1 巡天的观测深度都太浅，无法可靠地选择 DESI 目标[4]。虽然DES达到了足够的深度，但覆盖天区太小了，仅覆盖了5000平方度。Legacy 巡天的深度比 SDSS 和 PS1 都要深，而且面积足够大。
Legacy Survey DR9的测光数据，包括了CTIO 4 m 望远镜上DECam（DECaLS）的 g,r,z 三个波段的图像、KPNO 4 m 望远镜上升级后的MOSAIC相机（MzLS，Mayall z-band Legacy Survey）的 z 波段的图像，以及 Steward天文台2.3 m 望远镜上的90Prime相机（BASS，Beijing-Arizona Sky Survey）g, r 波段的图像[8]。此外，Legacy Survey DR9 还包括来自WISE（Wide-field Infrared Survey[9,10]）卫星的中红外（W1，W2，W3，W4）图像，Legacy Survey通过光学模板图像来极大地提升WISE卫星中红外成像数据的可用性。总之，Legacy Survey DR9 包括了三个波段（g=24.7、r=23.9和z=23.0 AB星等，5 sigma 点源极限[4]）的图像和来自 WISE 的图像。
Legacy Survey DR9除了 DECaLS，MzLS 和 BASS 这三个巡天覆盖的约 14000 平方度的天区外，还包括由CTIO的暗能量巡天拍摄的额外6000平方度。此外，Legacy Survey还包括与DES重叠的北银冠区域的 g，r，z 波段图像，使得 Legacy Survey的覆盖范围超过20000平方度。
四、主要的科学成果
1、构建迄今最大的宇宙三维地图
DESI 绘制的星系数量已经超过了之前所有 3D 巡天的总和。DESI项目在2024年发布了有史以来最详尽的宇宙三维地图，覆盖了约7500平方度的天区，精确标定了数百万星系和类星体的时空分布[11]。这张地图不仅展示了宇宙的大尺度结构，还帮助科学家追溯了过去110亿年间的宇宙膨胀历史。到2026年完成全部观测时，DESI预计将观测超过3500万个星系。
2、验证爱因斯坦的广义相对论
DESI团队通过对近600万个星系和类星体的数据分析，成功追溯了宇宙结构在过去110亿年间的成长历程。研究发现，引力在宇宙尺度上的表现与爱因斯坦广义相对论的预测完全一致[12]。这一发现不仅巩固了当前的宇宙学模型，还对试图解释宇宙加速膨胀等现象的修正引力理论提出了更严格的限制。
3、中微子质量的限制
中微子是唯一一种质量尚未被精确测量的基本粒子。DESI项目通过对宇宙大尺度结构的精确测量，为中微子质量设定了新的上限。根据DESI的数据分析，三种中微子的质量总和应低于0.071 eV（95%置信度）[13]，这一结果比之前实验所确定的最低值0.059 eV 略高，但仍然为中微子质量的可能值留下了一个非常狭窄的窗口[14]。
4、暗能量的动态演化
DESI通过对近600万个星系和类星体的观测，分析了宇宙在过去110亿年间的膨胀历史，结果显示，暗能量的影响可能并非恒定，而是随时间变化[12]。在高红移（早期宇宙）阶段，暗能量的作用较弱，而在低红移（晚期宇宙）阶段，其影响愈发显著。这一发现与传统的Lambda CDM宇宙学模型存在偏差[13]。Lambda CDM模型假设暗能量为宇宙学常数，即其强度在宇宙历史中保持不变。然而，DESI的观测结果表明，暗能量可能具有动态特性，这暗示宇宙学模型可能需要引入新的变量来描述暗能量的演化。
这一动态特性还可能解释所谓的"哈勃常数疑难", 即哈勃望远镜和普朗克卫星测量的哈勃常数存在差异。如果暗能量随时间变化，那么宇宙的膨胀历史可能比之前认为的更为复杂，从而影响哈勃常数的测量。
五、参考文献
[1]DESI Collaboration, Abareshi, B., Aguilar, J., et al. 2022, AJ, 164, 207
[2]Dawson, K. S., Schlegel, D. J., Ahn, C. P., et al. 2013, AJ, 145, 10
[3]DESI Collaboration, Aghamousa, A., Aguilar, J., et al. 2016b, arXiv:1611.00037
[4]Dey, A., Schlegel, D. J., Lang, D., et al. 2019, AJ, 157, 168,doi: 10.3847/1538-3881/ab089d
[5]Levi, M., Bebek, C., Beers, T., et al. 2013, arXiv:1308.0847
[6]DESI Collaboration, Aghamousa, A., Aguilar, J., et al. 2016a, arXiv:1611. 00036
[7]Kaiser, N. 1987, MNRAS, 227, 1
[8]Williams, G. G., et al. 2004, in Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, Vol. 5492, Ground-based Instrumentation for Astronomy, ed. A. F. M. Moorwood & M. Iye, 787-798, doi: 10.1117/12.552189
[9]Wright, E. L., Eisenhardt, P. R. M., Mainzer, A. K., et al. 2010, AJ, 140, 1868, doi: 10.1088/0004-6256/140/6/1868
[10]Mainzer, A., Bauer, J., Grav, T., et al. 2011, ApJ, 731, 53, doi: 10.1088/0004-637X/731/1/53
[11]Lawrence Berkeley National Laboratory. First Results from DESI Make the Most Precise Measurement of Our Expanding Universe. News Center. 2024-04-04. URL: https://newscenter.lbl.gov/2024/04/04/desi-first-results-make-most-precise-measurement-of-expanding-universe/
[12]DESI Collaboration et al., 2024, DESI 2024 V: Full-Shape Galaxy Clustering from Galaxies and Quasars, doi:10.48550/arXiv.2411.12021
[13]DESI Collaboration et al.,2024,DESI 2024 VII: Cosmological Constraints from the Full-Shape Modeling of Clustering Measurements, arXiv:2411.12022
[14]DESI Collaboration, A.G. Adame, J. Aguilar, S. Ahlen, S. Alam, D.M. Alexander et al., DESI 2024 VI: Cosmological Constraints from the Measurements of Baryon Acoustic Oscillations, arXiv e-prints (2024) arXiv:2404.03002
作者：叶广平 华中科技大学天文学系硕士研究生
编校：邹远川
文章编号：华中大天文250312A
