O Degree Angular Scale Interferometer (DASI) (em português: Interferômetro de Escala Angular de Grau) foi um telescópio instalado na Estação do Polo Sul Amundsen–Scott da Fundação Nacional de Ciências dos EUA na Antártida. Era um interferômetro de 13 elementos operando entre 26 e 36 GHz (Banda Ka) em dez bandas. O instrumento é semelhante em design ao Cosmic Background Imager (CBI) e ao Very Small Array (VSA). Em 2001, a equipe do DASI anunciou as medições mais detalhadas da temperatura, ou espectro de potência da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB). Esses resultados continham a primeira detecção do 2º e 3º picos acústicos na CMB, que foram evidências importantes para a teoria inflacionária. Este anúncio foi feito em conjunto com os experimentos BOOMERanG e MAXIMA.^[1] Em 2002, a equipe relatou a primeira detecção de polarização anisotrópicas na CMB.^[2]

Em 2005, o suporte vazio do DASI foi usado para o experimento QUaD, que era outro imageador da CMB focado no espectro do modo E.^[3] Em 2010, o suporte do DASI foi novamente reaproveitado para o Keck Array,^[4] que também mede a anisotropia da polarização da CMB.

A CMB foi criada quando o universo tinha cerca de 380 000 anos de idade,^[5] quando a névoa de opaca de plasma que existia após o Big Bang começou a se recombinar em átomos de hidrogênio e permitiu que os fótons viajassem livremente pelo espaço. Esta radiação sofreu desvio para o vermelho pela expansão do universo e pode ser vista fracamente na parte de micro-ondas do espectro eletromagnético. Em 1992, foi observado que existem anisotropias muito pequenas na temperatura efetiva da CMB,^[6] e o telescópio DASI foi equipado para medir precisamente essas anisotropias de temperatura e depois detectar a polarização; sendo o primeiro a observar a polarização da CMB. A teoria ΛCDM (energia escura e matéria escura fria), considerada o modelo padrão da cosmologia, previa a polarização da CMB devido aos efeitos de espalhamento dos primeiros átomos do universo. O líder do projeto John Carlstrom disse que se a polarização não tivesse sido encontrada, os astrofísicos teriam que rejeitar todas as suas interpretações dos dados recentes.^[7]

O telescópio DASI foi instalado durante o verão austral de 1999–2000, na torre interna das duas torres do Observatório Martin A. Pomerantz na Estação do Polo Sul Amundsen–Scott, a 0,7 km do polo sul geográfico.^[8] O local do polo sul é um local excepcional para este tipo de telescópio devido às condições atmosféricas extremamente favoráveis. A alta altitude e a secura extrema significam que o ar é mais rarefeito e contém muito menos vapor de água do que em outros climas, o que é importante, pois a água é uma boa absorvedora de radiação de micro-ondas e bloqueia uma parte do sinal da CMB. Além disso, o sol é visível apenas por seis meses do ano, eliminando a necessidade de proteger o telescópio dele durante esse período.^[9]

Outros telescópios que estiveram ou estão na estação incluem o Viper, Python e o South Pole Telescope.^[10] Consulte o artigo Estação do Polo Sul Amundsen–Scott para obter uma lista de experimentos de astrofísica no local.

O DASI era um interferômetro compacto composto por 13 pequenos elementos de telescópio em um padrão com três linhas de simetria. Cada um dos 13 telescópios tinha uma corneta corrugada com lente de 20-centimetro (7,9 in) e um revestimento corrugado para reduzir a diafonia entre as antenas. Cada um dos telescópios tinha um amplificador transistor de alta mobilidade eletrônica (HEMT) operando nas frequências de 26–36 GHz (Banda Ka), resfriado criogenicamente a cerca de 10 K. As temperaturas de ruído do receptor variaram de 15K–26 K no centro da banda e 30 K nas bordas. A temperatura do sistema geral atingiu cerca de 26 K.^[8][9]

Para as observações de polarização, o telescópio foi reconfigurado durante o verão austral de 2000–2001 com polarizadores acromáticos, fornecendo ao telescópio sensibilidade em todos os quatro parâmetros de Stokes.^[11]

O suporte do telescópio era de um design altitude-azimute (altazimutal), com um acionamento de elevação de engrenagem e pinhão contrabalanceado, que proporcionava grande estabilidade ao rastrear e apontar. O suporte tinha uma construção pesada de viga de caixa de aço, necessária para garantir a estabilidade da massa de 35 000 libras (16 000 kg) do telescópio.^[8]

O telescópio foi projetado para fornecer os resultados mais confiáveis possíveis, minimizando qualquer fator que pudesse afetar as imagens produzidas. Por exemplo, a torre de 11-metro (36 ft) onde o telescópio estava situado foi mecanicamente isolada para evitar que vibrações do resto do edifício afetassem o equipamento.^[8] O telescópio estava dentro de uma grande cúpula invertida que servia como um escudo de solo para minimizar a radiação térmica interferente da terra.^[9]

Para evitar a exposição humana às temperaturas de −60 °C (−76 °F) do inverno antártico, havia uma cobertura entre o telescópio e o escudo de solo que criava uma cabine selada permitindo o acesso por escada aos instrumentos sem sair da segurança do edifício.^[9]

O design do DASI era muito semelhante ao do VSA e do CBI. Os equipamentos eletrônicos por trás do CBI e do DASI eram idênticos, assim como as frequências de 26–36 GHz operadas. No entanto, o CBI foi projetado para escalas angulares menores, portanto tinha uma resolução maior sobre uma área menor do céu, e assim tinha pratos de 0,9 m em vez das cornétas de 20 cm do DASI.^[12] O VSA também era semelhante em conceito e operava na mesma frequência, mas operava com resoluções angulares menores de 0,2–3°.^[13]

O projeto foi financiado pelo escritório de programas polares da National Science Foundation (NSF), primeiro através do Centro de Pesquisa Astrofísica na Antártida e depois diretamente através do escritório. Foi adicionalmente apoiado pelo Centro de Física Cosmológica de Chicago.^[14]

O DASI fez suas primeiras observações durante 97 dias no inverno austral de 2000, medindo anisotropias de temperatura da CMB em 32 áreas circulares aproximadamente adjacentes do céu, cada uma com 3,4° de diâmetro. Essas observações eram altamente sensíveis, tipicamente com uma precisão rms de 10 μK. Após outro conjunto de medições em 2001, a equipe relatou os resultados das primeiras medições do 2º e 3º picos acústicos no espectro de potência da CMB,^[8][15][16] o 1º havia sido descoberto por experimentos anteriores MAT/TOCO, BOOMERanG e MAXIMA.^[17] Os cortes dos dados do DASI foram feitos com um teste "jackknife" rigoroso que removeu os dados coletados quando certos parâmetros eram excedidos, por exemplo, se o sol subia mais de 5° acima do horizonte, ou havia um grande deslocamento ou ruído excessivo nos dados sugerindo uma falha de hardware. Esta é uma prática padrão que sacrifica alguma precisão em prol de maior confiabilidade.^[11]

Em dezembro de 2002, a equipe do DASI relatou a descoberta de anisotropias de polarização na CMB. Isso se seguiu a 2 anos e 271 dias de observações de duas das áreas anteriores de FWHM de 3,4° de diâmetro. 22 dias de dados foram cortados.^[2][11]

O experimento continuou durante o inverno austral de 2003, e os novos dados confirmaram as conclusões dos dois anos anteriores.^[18]

A descoberta em 2001 do 2º e 3º picos acústicos na CMB foi uma importante evidência para a teoria inflacionária da expansão do universo. De acordo com a teoria, os picos acústicos são causados pelas oscilações da matéria durante o Big Bang, que deveriam ser mensuráveis como uma frequência ou tom principal, com uma série de sobretons ou harmônicos. O 1º pico acústico representa o tom principal, e o 2º e 3º picos descobertos pelo DASI representam o 2º e o 3º harmônicos. Essas leituras também podem ser usadas para medir a densidade de bárions do universo primitivo,^[16] e essas medições forneceram evidências para a existência de matéria escura e energia escura.^[1] Desde então, isso se tornou o Modelo Padrão ΛCDM da Cosmologia.

A partir dos resultados mais recentes de polarização, os cientistas puderam ter "alta confiança" na presença de modos E na CMB, o que se somou às evidências que apoiam o Modelo Padrão ΛCDM da Cosmologia; os dados também são úteis para entender a distribuição de massa do universo primitivo. As anisotropias de temperatura revelaram a existência de formações de matéria no universo primitivo, e a polarização revelou como essas formações estavam se movendo.^[7] Os desenvolvimentos na técnica interferométrica alcançados por este projeto também foram considerados úteis para projetos futuros que buscam descobrir modos B como evidência de ondas gravitacionais. O DASI, no entanto, não era grande o suficiente para ser útil na busca por modos B e, tendo cumprido o que foi projetado para fazer, foi descomissionado.^[18]

• Artigo da Nature sobre a descoberta da polarização da CMB