Efekt Sunyaeva-Zel'dovicha

W kosmologii The efekt siuniajewa-zeldowicza (czasem skrótowo działanie SZ ) jest wynikiem zakłóceń w kosmicznej tle rozproszonych o wysokiej energii elektronów przez odwrotną Comptona lub „comptonization”, która umożliwia elektrony przenosi dużą część swoich energia do niskoenergetycznych rozproszonych fotonów tła. Zniekształcenia te są obserwowane w widmie z kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła , aby wykryć zaburzenia gęstości w uniwersum kapitalne. Korzystając z tego efektu,można było wykryć gromady galaktyk .

Wprowadzenie

Efekt Sunyaeva-Zel'dovicha można podzielić w następujący sposób:

efekty termiczne, w których fotony z kosmicznego rozproszonego tła oddziałują z wysokoenergetycznymi elektronami z powodu ich temperatury;
efekty kinematyczne , w których fotony z kosmicznego rozproszonego tła oddziałują z elektronami o wysokiej energii z powodu ich energii kinetycznej / przemieszczenia ;
polaryzacja .

Rashid Sunyaev i Yakov Zel'dovich przewidzieli efekt i przeprowadzili badania w 1969 , 1972 i 1980 roku . Efekt Sunyaeva-Zel'dovicha jest bardzo interesujący z astrofizycznego i kosmologicznego punktu widzenia . Może pomóc określić wartość stałej Hubble'a . Aby odróżnić efekt Sunyaeva-Zel'dovicha spowodowany gromadami galaktyk od zwykłych zaburzeń gęstości, wykorzystuje się zależność widmową i przestrzenną fluktuacji w kosmicznym tle rozproszonym. Analiza rozproszonych kosmicznych danych tła przy wyższej rozdzielczości kątowej wymaga uwzględnienia efektu Sunyaeva-Zel'dovicha.

Aktualne badania koncentrują się na tym, jak efekt jest generowany przez plazmę w gromadach galaktyk. Odbywa się to poprzez wykorzystanie tego efektu do oszacowania stałej Hubble'a i oddzielenia różnych składowych, statystycznymi środkami kątowymi, od fluktuacji kosmicznego tła rozproszonego. Zbadano symulacje tworzenia struktury hydrodynamicznej w celu uzyskania danych o termicznych i kinetycznych efektach teorii. Obserwacje są trudne. Wynika to z małej wielkości tego efektu i pomieszania błędów eksperymentalnych z innymi źródłami fluktuacji termicznych kosmicznego tła rozproszonego. Ponieważ jednak efekt Sunyaev-Zel'dovich jest efektem rozpraszania, jego intensywność jest niezależna od przesunięcia ku czerwieni. Jest to bardzo ważne: oznacza to, że klastry o wysokim przesunięciu ku czerwieni można wykryć równie łatwo, jak klastry o niskim przesunięciu ku czerwieni. Innym czynnikiem, który ułatwia wykrywanie skupisk o dużym przesunięciu ku czerwieni, jest zależność między rozmiarem kątowym a przesunięciem ku czerwieni . Zmienia się bardzo niewiele dla przesunięć ku czerwieni w zakresie od 0,3 do 2: klastry, których przesunięcie ku czerwieni mieści się w tym zakresie, mają podobne rozmiary na niebie.

Ograniczenia parametrów kosmologicznych

Efekt SZ nie tylko umożliwi wykrywanie gromad galaktyk, ale także umożliwi nałożenie silnych ograniczeń na różne parametry kosmologiczne poprzez precyzyjne wykorzystanie populacji gromad. Głównymi parametrami, które należy ograniczyć, są parametr gęstości materii , stała Hubble'a oraz zaburzenia gęstości zawarte w sferze o promieniu , tzw . Widzimy zatem, że naprężenia te silnie zależą od masy obiektów, co niestety jest bardzo trudne do bezpośredniego zmierzenia. ${\ displaystyle \ Omega _ {M}}$ $H_0$ ${\ Displaystyle 8.h ^ {- 1} .Mpc}$ $\ sigma _ {8}$

Dlatego znaleziono sposób na określenie tych ograniczeń przy użyciu populacji gromad galaktyk. Zapisywana jest zatem jasność powierzchni SZ klastra z funkcją zależną od częstotliwości sygnału ( stała Plancka, stała Boltzmanna i temperatura kosmicznego rozproszonego tła) oraz parametr Comptona. ${\ Displaystyle i (\ nu) = j _ {\ nu} (x) r (\ theta)}$ ${\ Displaystyle j _ {\ nu} (x)}$ ${\ Displaystyle x = {\ Frac {h_ {p} \ nu} {kT_ {0}}}}$ $h_ {p}$ $k$ $T_ {0}$ ${\ displaystyle y (\ theta)}$

Przez integrację tego stosunku, to wtedy następuje z niego strumień pochodzący z klastrów , z funkcją masy klastra. Zależność ta nazywana jest stosunkiem skali między jasnością SZ a masą gromady. ${\ Displaystyle S _ {\ nu} = f (M)}$ $f (M)$

Populację klastrów efektem SZ wyznacza się poprzez obliczenie liczby klastrów jaśniejszych od określonego strumienia progowego, gdzie dzięki relacji skali liczba klastrów jest bardziej masywna niż określona masa progowa.

Ostatecznie ograniczenia zostaną uzyskane poprzez obliczenie populacji klastrów obserwowanej na podstawie obserwacji przyszłych misji (na przykład South Pole Telescope i Planck) i przez porównanie z modelami uzyskanymi powyższą metodą. Modele te są w dużym stopniu zależne od parametrów kosmologicznych, co uczyni z nich niezwykle potężne narzędzie we współczesnej kosmologii.

Chronologia obserwacji

1983 : Naukowcy z Group Astronomy of Cambridge i Owens Valley Radio Observatory jako pierwsi wykryli efekt gromad galaktyk Sunyaev-Zel'dovich.
1993 : Teleskop Ryle'a zaczął regularnie obserwować efekt gromad galaktyk Sunyaeva-Zel'dovicha.
2003 : Satelita WMAP rysuje mapę kosmicznego rozproszonego tła z pewną wrażliwością na efekt Sunyaev-Zel'dovich.
2005 : Arcminutes microkelvin Imager (in) i Sunyaev-Zel'dovich Array (in) rozpoczęły badania w klastrach z dużym przesunięciem ku czerwieni przy użyciu efektu Sunyaev-Zel'dovich
2006 : Teleskop Atacama Cosmology rozpoczyna badanie gromad galaktyk
2008 : Teleskop bieguna południowego wykrył 4 gromady galaktyk za pomocą efektu SZ, z których 3 są nieznane
2009 : The South Pole Telescope publikuje badanie obserwowalne próbki 15 gromad galaktyk
2011 : Teleskop kosmiczny Planck publikuje pierwszy katalog około 190 gromad galaktyk obserwowanych na całym niebie, z których około dwudziestu to nowe gromady potwierdzone przez obserwacje rentgenowskie
2013 : Teleskop Plancka powinien opublikować pełny katalog gromad galaktyk, który powinien zawierać kilka tysięcy obiektów

Zobacz też

Powiązane artykuły

Linki zewnętrzne

[PDF] (en) Materia - asymetria antymaterii
(en) Planck dostarcza swoje pierwsze wyniki