Astronomia

Effetto Sunyaev-Zel'dovich non termico

Effetto Sunyaev-Zel'dovich non termico

Che cos'è esattamente l'effetto Sunyaev-Zel'dovich non termico? Da quello che ho capito leggendo diversi articoli di Mark Birkinshaw e Sergio Colafrancesco, ho la vaga idea che l'effetto SZ non termico abbia qualcosa a che fare con il suo essere nel regno relativistico.

Articoli di Sergio Colafrancesco:

Recensione di Mark Birkinshaw:

L'effetto Sunyaev-Zel'dovich

Per chiarire, non mi riferisco all'effetto cinematico SZ.

Sembra esserci una distinzione da parte degli autori tra l'effetto SZ dovuto agli elettroni termici caldi e gli elettroni relativistici. Trovo la nomenclatura ambigua, poiché la temperatura è essenzialmente energia cinetica su scala più piccola, quindi perché gli elettroni relativistici che hanno più energia cinetica dovrebbero essere "non termici"?

Infine, la distinzione chiave tra loro utilizza una formulazione relativistica rispetto a una non relativistica?


L'effetto S-Z non termico è causato dallo scattering Compton inverso dei fotoni CMB da una popolazione non termica di elettroni - cioè elettroni che hanno alte energie non perché sono caldi, ma perché sono stati accelerati non termicamente. I soliti meccanismi stanno accelerando dai campi elettromagnetici e dalla forza di Lorentz.

L'energia di massa di un elettrone è 0,511 keV. Per ottenere "energie relativistiche" allora gli elettroni devono avere energie cinetiche simili a questa o superiori. L'energia cinetica media di una particella dovuta alla sua temperatura è appena $3k_{B}T/2$. Se lo identifichiamo a 0,511 keV, la temperatura richiesta per avere elettroni relativistici termici è $T > 4 imes 10^{6}$ K.

Gas a questa temperatura lo fa? esistono nel mezzo intracluster di ammassi di galassie massicci. Ma in aggiunta ci sono popolazioni di elettroni non termici che vengono accelerati a velocità relativistiche, ad esempio nei getti e nei lobi che emettono radio delle galassie attive.

La distinzione è importante quando si studia l'effetto S-Z perché le distribuzioni energetiche delle popolazioni termiche e non termiche possono essere molto diverse. Le popolazioni non termiche sono generalmente caratterizzate da una legge di potenza, mentre gli elettroni termici hanno una distribuzione di Maxwell-Boltzmann. Ciò si traduce in un diverso spettro di Comptonizzazione inverso dagli elettroni delle due popolazioni che sono spesso (di solito) spazialmente irrisolti. L'effetto S-Z non termico è essenzialmente un contaminante che deve essere preso in considerazione quando si utilizza l'effetto S-Z termico per studiare la struttura e i parametri del gas intracluster e si utilizza l'effetto S-Z come sonda cosmologica.


Titolo: Polarizzazione dell'effetto Sunyaev-Zel'dovich: impronta relativistica del plasma termico e non termico

La diffusione inversa di Compton (IC) delle fluttuazioni anisotrope del CMB dai plasmi di elettroni cosmici genera una polarizzazione dell'effetto associato Sunyaev-Zel'dovich (SZ). L'effetto SZ polarizzato ha importanti applicazioni in cosmologia e in astrofisica degli ammassi di galassie. Tuttavia, questo segnale è stato finora studiato principalmente nel regime non relativistico che è valido solo nel limite di temperatura elettronica molto basso per una popolazione di elettroni termici e, come tale, ha applicazioni astrofisiche limitate. Sono stati fatti tentativi parziali di estendere questo calcolo alla diffusione IC di un plasma di elettroni termico nel regime relativistico, ma questi non possono essere applicati a una distribuzione di elettroni più generale o leggermente relativistica. In questo articolo deriviamo una forma generale della polarizzazione dell'effetto SZ che è valida nell'approccio relativistico completo per plasmi elettronici sia termici che non termici, nonché per una combinazione generica di varie popolazioni di elettroni che possono essere distribuite co-spazialmente in gli ambienti di ammassi di galassie o lobi radiogalassici. Deriviamo la forma spettrale dei parametri di Stokes indotti dallo scattering IC di ogni multipolo CMB per popolazioni di elettroni sia termici che non termici, concentrandoci in particolare sul quadrupolo e l'ottupolo CMB che forniscono i più grandi segnali rilevabili nelle strutture cosmiche (come le galassie grappoli). Abbiamo scoperto che il parametro Stoke Q indotto dal quadrupolo CMB è sempre positivo con un'ampiezza massima a una frequenza ≈ 216 GHz che aumenta in modo non lineare con l'aumento della temperatura del cluster. Al contrario, lo spettro Q indotto dall'ottupolo CMB mostra una frequenza di crossover che dipende dalla temperatura dell'elettrone del cluster in modo lineare, mentre mostra una dipendenza non lineare dal momento minimo p di uno spettro di legge di potenza non termica e una dipendenza lineare dall'indice spettrale di legge di potenza della popolazione di elettroni non termica. Discutiamo alcune delle possibilità di districare lo spettro Q indotto dal quadrupolo da quello indotto dall'ottupolo che consentirà di misurare queste importanti quantità cosmologiche attraverso la polarizzazione dell'effetto SZ in diverse posizioni di cluster nell'universo. Infine applichiamo il nostro modello all'ammasso Bullet e deriviamo le finestre di visibilità del parametro di Stoke totale, indotto da quandrupolo e ottupolo Q nelle gamme di frequenza accessibili agli esperimenti SKA, ALMA, MILLIMETRON e CORE++. « meno


Titolo: IMPATTO DELLA FISICA DEI CLUSTER SULLO SPETTRO DI POTENZA SUNYAEV-ZEL'DOVICH

Utilizziamo un modello analitico per studiare l'incertezza teorica sullo spettro di potenza termica Sunyaev-Zel'dovich (SZ) dovuta alle incertezze astrofisiche nella struttura termica del mezzo intracluster. Il nostro modello tiene conto della formazione stellare e del feedback energetico (da supernovae e nuclei galattici attivi) nonché del supporto di pressione non termica radialmente dipendente dovuto a movimenti casuali del gas, quest'ultimo calibrato da recenti simulazioni idrodinamiche. Confrontiamo il modello con le osservazioni a raggi X di ammassi a basso redshift, trovando un eccellente accordo con i profili di pressione osservati. La variazione dei livelli di feedback e di supporto della pressione non termica può modificare in modo significativo sia l'ampiezza che la forma dello spettro di potenza termica SZ. L'aumento del feedback sopprime la potenza a piccole scale angolari, spostando il picco dello spettro di potenza a l più basso. D'altra parte, l'aumento del supporto di pressione non termico ha l'effetto opposto, riducendo significativamente la potenza a grandi scale angolari. In generale, includere la pressione non termica al livello misurato nelle simulazioni ha un grande effetto sullo spettro di potenza, riducendo l'ampiezza del 50% a scale angolari di pochi minuti d'arco rispetto a un modello senza componente non termica. I nostri risultati dimostrano che le misurazioni della forma dello spettro di potenza possono rivelare informazioni utili su importanti processi fisici in gruppi e ammassi, specialmente ad alto redshift dove esistono pochi dati osservativi. Confrontando con le recenti misurazioni del South Pole Telescope dello spettro di potenza di fondo cosmico a microonde su piccola scala, troviamo che il nostro modello riduce la tensione tra i valori di misurata dallo spettro di potenza SZ e dalle abbondanze dei cluster. « meno


1. INTRODUZIONE

Gli ammassi di galassie, in quanto le più grandi strutture legate alla gravità nell'Universo, sono importanti sonde della cosmologia e dell'astrofisica. Questi sistemi massicci imprimere la loro firma sul fondo cosmico a microonde (CMB) attraverso sia termico Effetto Sunyaev-Zel'dovich (tSZ) - in cui ≲1 per cento dei fotoni CMB che passano attraverso il centro di un massiccio ammasso inverso-Compton disperdono gli elettroni nel gas caldo e ionizzato all'interno dell'ammasso (Sunyaev e Zeldovich 1970, 1972 Birkinshaw 1999 Carlstrom , Holder & Reese 2002) – così come il cinematica Effetto SZ (kSZ) in cui il movimento di massa dei cluster impartisce uno spostamento Doppler al segnale CMB (Sunyaev & Zeldovich 1972, 1980). Gli effetti cinematici e termici SZ possono anche essere pensati come termini di primo e secondo ordine dello stesso processo fisico: la diffusione di fotoni con una distribuzione di Planck sugli elettroni in movimento. L'effetto kSZ del primo ordine si sposta ma non distorce lo spettro del corpo nero CMB, mentre il tSZ del secondo ordine impartisce distorsioni spettrali. Poiché le velocità termiche degli elettroni all'interno dell'ammasso sono molto maggiori della sua velocità di massa, l'effetto di secondo ordine domina qui: per masse e velocità tipiche dell'ammasso, l'ampiezza dell'effetto kSZ è un ordine di grandezza inferiore rispetto alla sua controparte termica (ad es. 1999).

L'effetto tSZ è stato ben caratterizzato, sia attraverso il suo contributo allo spettro di potenza della temperatura CMB (vedi ad es. Das et al. 2014 George et al. 2015), sia tramite misurazioni su singoli cluster (es. Plagge et al. 2010 Bonamente et al. 2012 Planck Collaboration V 2013 Sayers et al. 2013a). Il segnale kSZ, invece, si è rivelato più sfuggente, sia per la sua minore ampiezza che per il suo spettro identico a quello delle fluttuazioni di temperatura primarie del CMB. Sebbene sia difficile da misurare, l'effetto kSZ ha un grande potenziale per vincolare sia i modelli astrofisici che cosmologici (vedi ad esempio Rephaeli e Lahav 1991 Haehnelt e Tegmark 1996 Diaferio et al. 2005 Bhattacharya e Kosowsky 2007, 2008). Da un punto di vista astrofisico, il segnale kSZ può essere utilizzato per sondare i cosiddetti barioni mancanti (es. Hernández-Monteagudo et al. 2015 Schaan et al. 2016) – cioè quei barioni che risiedono in mezzi intergalattici diffusi e altamente ionizzati (vedi ad esempio McGaugh 2008). Al contrario, velocità peculiari stimate dall'effetto kSZ, insieme a vincoli esterni sull'astrofisica dei cluster, forniscono misurazioni indipendenti dell'ampiezza e del tasso di crescita delle perturbazioni di densità. Quest'ultimo a sua volta può essere utilizzato per testare modelli di energia oscura, gravità modificata (Keisler & Schmidt 2013 Ma & Zhao 2014 Mueller et al. 2015b Bianchini & Silvestri 2016) e neutrini massicci (Mueller et al. 2015a).

Il primo rilevamento del segnale kSZ è stato riportato in (Hand et al. 2012, H12 d'ora in poi), utilizzando dati CMB ad alta risoluzione dall'Atacama Cosmology Telescope (ACT Swetz et al. 2011) in collaborazione con il Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS ) catalogo spettroscopico (Ahn et al. 2012). Per isolare il segnale kSZ, H12 ha applicato un approccio statistico differenziale (o pairwise), che adottiamo anche in questo articolo. H12 ha rifiutato l'ipotesi nulla del segnale zero kSZ con a p valore di 0,002. Successivamente, la collaborazione Planck (Planck Collaboration XXXVII 2016) ha utilizzato il Central Galaxy Catalog derivato dallo Sloan Digital Sky Survey (Abazajian et al. 2009) per riportare prove di 1,8–2,5σ per il segnale kSZ a coppie con un adattamento del modello. Altre rilevazioni recenti (∼3σ) del segnale kSZ sono state ottenute tramite correlazione incrociata di mappe CMB con campi di velocità ricostruiti da campi di densità di galassie (Planck Collaboration XXXVII 2016 Schaan et al. 2016) vedi anche Li et al. (2014) per una dimostrazione di questo metodo mediante simulazioni. Evidenze indirette per un componente kSZ nello spettro di potenza CMB sono state osservate anche nelle misurazioni dello spettro di potenza dal South Pole Telescope (SPT George et al. 2015). Infine, il segnale kSZ è stato misurato localmente per un singolo cluster da Sayers et al. (2013b).

In questo lavoro, misuriamo il segnale kSZ a coppie combinando un catalogo di ammassi di galassie derivati ​​dal Dark Energy Survey (DES The Dark Energy Survey Collaboration 2005, Dark Energy Survey Collaboration et al. 2016) Anno 1 dati con una mappa della temperatura CMB da l'indagine del telescopio del polo sud di 2500 gradi 2 Sunyaev-Zel'dovich (SPT-SZ). Il nostro articolo è organizzato come segue: nella Sezione 2 esaminiamo brevemente l'effetto kSZ e la teoria delle velocità a coppie e ricaviamo un modello analitico per l'effetto kSZ a coppie. La Sezione 3 introduce i due set di dati di input da DES e SPT e nella Sezione 4 dettagliamo i metodi di analisi. Nella Sezione 5, descriviamo brevemente la nuova suite di simulazioni kSZ realistiche ad alta risoluzione di Flender et al. (2016) e convalidare il modello kSZ a coppie e i metodi di analisi su queste simulazioni. Procediamo mostrando i nostri risultati principali e confrontandoli sia con la teoria analitica che con le aspettative delle simulazioni nella Sezione 6. I vari controlli e i diversi test nulli che eseguiamo per dimostrare la robustezza dei nostri risultati rispetto alle incertezze sistematiche sono descritti nella Sezione 7. Infine , discutiamo le implicazioni della nostra rilevazione per l'astrofisica dei cluster nella Sezione 8.

Se non diversamente specificato, utilizziamo i parametri cosmologici Planck 2015 TT+TE+EE+lowP, ovvero il parametro Hubble H0 = 67,3 km s −1 Mpc −1 , densità di materia oscura fredda Ωch 2 = 0,1198, densità barionica Ωbh 2 = 0,022 25, attuale radice quadratica media (rms) delle fluttuazioni lineari della materia su scale di 8 h −1 Mpc,8 = 0.831, e indice spettrale delle fluttuazioni scalari primordiali nS = 0,9645 (Planck Collaboration XIII 2015), per calcolare previsioni teoriche e tradurre i redshift in distanze.


La prima scienza di Planck

È stata una lunga attesa prima che emergano i risultati dal satellite Planck, lanciato nel maggio 2009, ma oggi i primi risultati scientifici sono stati finalmente rilasciati. Questi non hanno a che fare con gli aspetti cosmologici della missione – quelli dovranno aspettare altri due anni – ma cose che noi cosmologi tendiamo a pensare come “primi piani”, sebbene siano di grande interesse astrofisico per loro stessi.

Per una panoramica, con molte belle immagini, vedere il sito Planck dell'Agenzia spaziale europea e il sito di sensibilizzazione di Planck nel Regno Unito. Puoi anche guardare la conferenza stampa completa di questa mattina qui.

Un repository di tutti i 25 articoli scientifici può essere trovato qui e senza dubbio ce ne sarà un diluvio su arXiv domani.

Alcuni dei miei colleghi di Cardiff sono attualmente a Parigi e stanno lavorando duramente alla seria conferenza scientifica in cui questi risultati vengono discussi. Io, d'altra parte, non essendo uno degli in-folla, sono tornato qui a Cardiff, ho solo una breve finestra tra riunioni, progetti vivas e conferenze post-laurea per commentare i nuovi dati. Sono anche sicuro che ci sarà un enorme interesse nei media professionali e nella blogosfera per un po' di tempo a venire. Citerò quindi solo un paio di cose che mi hanno colpito immediatamente mentre scorrevo velocemente i giornali mentre stavo mangiando il mio panino, quanto segue è stato messo insieme dal relativo comunicato stampa dell'ESA.

La prima riguarda la cosiddetta "emissione anomala di microonde" (nota anche come Foreground X), che è un bagliore diffuso più fortemente associato alle regioni dense e polverose della nostra Galassia. La sua origine è stata un enigma per decenni, ma i dati raccolti da Planck sembrano confermare la teoria che provenga da granelli di polvere che ruotano rapidamente. Identificare la fonte di questa emissione aiuterà gli scienziati di Planck a rimuovere la contaminazione in primo piano con una precisione molto maggiore, consentendo loro di costruire mappe molto più pulite del fondo cosmico a microonde e quindi, tra le altre cose, forse chiarire la natura delle varie apparenti anomalie presenti nell'attuale cosmologia. set di dati.

Ecco una bella immagine composita di una regione di emissione anomala, insieme a mappe individuali derivate da osservazioni radio a bassa frequenza e due dei canali di Planck (a sinistra).

Crediti: Collaborazione ESA/Planck

Il colore composito della nuvola molecolare Rho Ophiuchus evidenzia la correlazione tra l'emissione anomala di microonde, molto probabilmente dovuta a granelli di polvere rotanti in miniatura osservati a 30 GHz (mostrato qui in rosso), e l'emissione di polvere termica, osservata a 857 GHz (mostrato qui in verde). La complessa struttura di nodi e filamenti, visibile in questa nube di gas e polvere, rappresenta una prova lampante dei processi in corso di formazione stellare. L'immagine composita (a destra) si basa su tre mappe individuali (a sinistra) prese a 0,4 GHz da Haslam et al. (1982) e rispettivamente a 30 GHz e 857 GHz di Planck. La dimensione dell'immagine è di circa 5 gradi per lato, che è circa 10 volte il diametro apparente della Luna piena.

Il secondo dei molti altri risultati entusiasmanti presentati oggi che volevo menzionare è il rilascio di nuovi dati sugli ammassi di galassie, le strutture più grandi dell'Universo, ciascuna contenente centinaia o addirittura migliaia di galassie. A causa dell'effetto Sunyaev-Zel’dovich, questi si presentano nei dati di Planck come regioni compatte di temperatura più bassa nel fondo cosmico a microonde. Osservando l'intero cielo, Planck ha le migliori possibilità di trovare gli esempi più massicci di questi ammassi. Sono rari e il loro numero è una sonda sensibile del tipo di Universo in cui viviamo, quanto velocemente si sta espandendo e quanta materia contiene.

Crediti: Collaborazione ESA/Planck XMM-Newton immagine: ESA

Questa immagine mostra uno dei superammassi di galassie appena scoperti, PLCK G214.6+37.0, rilevato da Planck e confermato da XMM-Newton. Questo è il primo superammasso scoperto attraverso il suo effetto Sunyaev-Zel’dovich. L'effetto è il nome della sagoma dell'ammasso contro la radiazione cosmica di fondo a microonde. In combinazione con altre osservazioni, l'effetto Sunyaev-Zel’dovich consente agli astronomi di misurare proprietà come la temperatura e la densità del gas caldo dell'ammasso in cui sono incorporate le galassie. Il pannello di destra mostra l'immagine a raggi X del superammasso ottenuta con XMM-Newton, che rivela che tre ammassi di galassie comprendono questo superammasso. La macchia arancione brillante nel pannello di sinistra mostra l'immagine Sunyaev-Zel’dovich del superammasso, ottenuta da Planck. I contorni dei raggi X sono anche sovrapposti all'immagine di Planck.

AGGIORNAMENTI: Per altre prime prospettive sui risultati del rilascio anticipato, vedere i blog di Andrew Jaffe e Stuart Lowe come al solito, Jonathan Amos ha fatto un articolo molto veloce e ben scritto per la BBC.



Effetto Sunyaev-Zel'dovich non termico - Astronomia

Discutiamo degli effetti non gaussiani associati ai contributi della struttura locale su larga scala alle anisotropie di fondo cosmico a microonde (CMB) attraverso l'effetto termico Sunyaev-Zel'dovich (SZ). Le non-gaussianeità associate all'effetto SZ derivano dall'esistenza di una significativa funzione di correlazione a quattro punti nelle fluttuazioni di pressione su larga scala. Utilizzando il trispettro di pressione calcolato sotto il modello dell'alone recentemente popolare, discutiamo la covarianza completa dello spettro di potenza termica SZ. Usiamo questa matrice di covarianza completa per studiare gli usi astrofisici dell'effetto SZ e discutere la misura in cui le proprietà del gas possono essere derivate da una misurazione dello spettro di potenza SZ. Con l'effetto termico SZ separato nelle fluttuazioni di temperatura utilizzando le sue informazioni sulla frequenza, si prevede che l'effetto cinetico SZ, noto anche come effetto Ostriker-Vishniac, dominerà le fluttuazioni di temperatura CMB su piccole scale angolari. Questo effetto deriva dalla modulazione barionica dell'effetto Doppler del primo ordine risultante dal movimento relativo degli scatterer. La presenza dell'effetto cinetico SZ può essere determinata attraverso una correlazione incrociata tra la mappa termica SZ e una mappa CMB a piccola scala. Poiché l'effetto cinetico SZ è di secondo ordine, tuttavia, i contributi a tale correlazione incrociata derivano dall'ordine inferiore sotto forma di una funzione di correlazione a tre punti, o un bispettro nello spazio di Fourier. Suggeriamo una statistica aggiuntiva che può essere utilizzata per studiare la correlazione tra la pressione tracciata dall'effetto termico SZ ei barioni tracciati dall'effetto cinetico SZ che coinvolgono lo spettro di potenza incrociato costruito attraverso temperature al quadrato invece della temperatura stessa. Attraverso un calcolo segnale-rumore, dimostriamo che futuri esperimenti CMB multifrequenza su piccola scala angolare, sensibili a multipoli di poche migliaia, saranno in grado di misurare la correlazione incrociata degli effetti termici e cinetici SZ attraverso uno spettro di potenza al quadrato della temperatura .

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Figura 9 Distanze determinate da SZE contro redshift. La relazione teorica distanza diametro angolare è tracciata per tre diverse cosmologie, assumendo H0 = 60 km s −1 Mpc −1 . ΩM = 0,3, ΩΛ = 0.7 (linea continua), ΩM = 0,3, ΩΛ = 0 (linea tratteggiata), eM = 1.0,Λ = 0 (linea tratteggiata). I cluster stanno cominciando a tracciare la relazione tra diametro angolare e distanza. Riferimenti: (1) Reese et al. 2002 (2) Pointecouteau et al. 2001 (3) Mauskopf et al. 2000a (4) Reese et al. 2000 (5) Patel et al. 2000 (6) Grainge et al. 2000 (7) Saunders et al. 2000 (8) Andreani et al. 1999 (9) Komatsu et al. 1999 (10) Mason et al. 2001, Mason 1999, Myers et al. 1997 (11) Lamarre et al. 1998 (12) Tsuboi et al. 1998 (13) Hughes & Birkinshaw 1998 (14) Holzapfel et al. 1997 (15) Birkinshaw e Hughes 1994 (16) Birkinshaw et al. 1991.

Figura 10 Limiti su ΩM da frazioni di gas cluster misurate con SZE (Grego et al. 2001). Limite superiore della densità totale della materia, ΩM ≤ ΩB/(fB h70) (linea continua) e la relativa regione di confidenza del 68% (linee tratteggiate) in funzione della cosmologia conΛ 1 − ΩM. L'intercetta tra la linea tratteggiata superiore e la linea tratteggiata ΩM =B/(fB h70) dà il limite superiore aM al 68% di fiducia. La linea tratteggiata mostra la densità totale della materia quando la frazione barionica include una stima del contributo dei barioni nelle galassie e di quelli persi durante la formazione degli ammassi. L'intercetta della linea punto-tratteggiata e della linea tratteggiata fornisce la migliore stima di ΩM 0.25, assumendo un universo piatto con h = 0.7.


Astratto

AstrattoL'effetto Sunyaev-Zel'dovich (SZE) fornisce un modo unico per mappare la struttura su larga scala dell'universo tracciata da enormi ammassi di galassie. Come distorsione spettrale del fondo cosmico a microonde, lo SZE è insensibile al redshift dell'ammasso di galassie, il che lo rende adatto per studi di ammassi a tutti i redshift, e specialmente a redshift ragionevolmente elevati (z > 1) dove l'abbondanza di ammassi dipende in modo critico dalla cosmologia sottostante. Recenti rilevamenti ad alto segnale-rumore della SZE hanno consentito interessanti vincoli sulla costante di Hubble e sulla densità di materia dell'universo utilizzando piccoli campioni di ammassi di galassie. Le prossime indagini SZE dovrebbero trovare da centinaia a migliaia di nuovi ammassi di galassie, con una funzione di selezione della massa notevolmente uniforme con il redshift. In questa recensione forniamo una panoramica della SZE e del suo utilizzo per gli studi cosmologici, con enfasi sulla cosmologia che, in linea di principio, può essere estratta dai risultati dell'indagine SZE. Discutiamo le sfide osservative e teoriche che devono essere affrontate prima di poter estrarre precisi vincoli cosmologici dai risultati dell'indagine.


Il primo rilevamento in assoluto dell'effetto cinematico Sunyaev-Zel’dovich

Titolo: Rilevamento dei movimenti degli ammassi di galassie con l'effetto cinematico Sunyaev-Zel’dovich
Autori: Nick Hand, l'Atacama Cosmology Telescope e il Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (58 coautori)
Prima istituzione dell'autore: Dipartimento di Astronomia, Università della California Berkeley

Oggi ho il privilegio di presentarvi un documento che non solo descrive il primo rilevamento di un effetto cosmico teorizzato una quarantina di anni fa (come se non bastasse), ma è stato anche il primo autore di Astrobites: Nick Hand. Nick ha iniziato per primo questo lavoro, che descrive la prima rilevazione del movimento di ammassi di galassie distanti tramite l'effetto cinematico Sunyaev-Zel'dovich, come parte della sua tesi di laurea all'Università di Princeton.

OK, quindi ora che ho raccontato la battuta finale, facciamo qualche passo indietro. Cosa diavolo è l'effetto cinematico Sunyaev-Zel'dovich? Potresti aver intuito dalla parola "cinematica" che il movimento è in qualche modo coinvolto. Tuttavia, se hai esitato a quel punto, non temere, il nome dell'effetto non è pensato per essere incredibilmente informativo. Rashid Sunyaev e Yakov Zel'dovich sono/erano brillanti teorici che tra la fine degli anni Sessanta e l'inizio degli anni Settanta decisero di affrontare una domanda scientifica specifica: cosa succede ai fotoni di Cosmic Microwave Background quando attraversano un enorme ammasso di galassie nel loro cammino verso la Terra?

Gli spettri CMB (sinistra) e solare (destra). In confronto, il CMB è MOLTO più vicino a un corpo nero perfetto.

Come ricorderete, il Cosmic Microwave Background (CMB) è il residuo della radiazione che è stata rilasciata quando l'idrogeno nell'Universo è diventato neutro per la prima volta (noto come “ricombinazione“) circa 13,7 miliardi di anni fa (solo circa 300.000 anni dopo il big Bang!). Sebbene inizialmente molto calda, questa radiazione si è raffreddata nel tempo cosmico, tanto che ora osserviamo che è un corpo nero quasi uniforme a una temperatura di 2,7 Kelvin. E quando dico quasi uniforme, dico sul serio. Nei corsi introduttivi di astrofisica spesso ci piace dire che lo spettro del Sole è essenzialmente un corpo nero. Tuttavia, il CMB fa vergognare il Sole – o qualsiasi altra stella – (vedi Figura 1): il satellite Planck ha misurato che il CMB è un corpo nero uniforme a una parte su 100.000. È davvero la cosa più vicina a un corpo nero perfetto che gli astronomi abbiano mai osservato.

Tuttavia, niente è veramente perfetto lì siamo anisotropie nel CMB (luoghi in cui è distintamente non uniforme), e queste anisotropie possono dirci molto sull'Universo. Forse le anisotropie più note nel CMB sono quelle su scala relativamente ampia (prima mappate in dettaglio da WMAP), che sono causate da effetti come la dimensione dell'orizzonte al momento della ricombinazione e le fluttuazioni della densità della materia nei primi Universo. Tuttavia, queste non sono le SOLE anisotropie presenti nel CMB, il che ci riporta infine a Sunyaev e Zel'dovich. Si scopre che quando i fotoni CMB passano attraverso un grande ammasso di galassie nel loro cammino verso la Terra, il risultato è che il campo di radiazione CMB è distorto in direzione del grappolo.

Figura 2: Esempio di come le varie SZ modificano gli spettri del CMB. Linea tratteggiata nera: il corpo nero originale della CMB, ridotto di un fattore 0,0005. Linea blu: l'effetto termico. Puoi vedere che sposta i fotoni da bassa ad alta frequenza. Linea Rossa: L'effetto cinematico (molto più piccolo).

Nella maggior parte dei contesti quando si sente il termine "effetto Sunyaev-Zel’dovich" (ad esempio questo, questo e questo astrobite) gli autori si riferiscono specificamente all'effetto "termico" Sunyaev-Zel’dovich. In questo caso, i fotoni CMB sono Compton sparsi spento caldo (quindi, termico) elettroni al centro dell'ammasso di galassie. Il risultato di questo processo è quello di "spostare" alcuni dei fotoni CMB da frequenze più basse a frequenze più alte, e l'effetto è stato rilevato per la prima volta negli anni '80. Tuttavia, più o meno nello stesso periodo Sunyaev e Zel'dovich predissero anche un altro effetto: se l'ammasso di galassie fosse stato... in movimento (rispetto al frame di riposo del CMB) allora questo movimento di massa causerebbe anche scattering di fotoni CMB. In questo caso, l'intera curva del corpo nero viene spostata in modo tale che la temperatura del CMB appaia diversa nella direzione dell'ammasso. QUESTO è l'effetto cinematico Sunyaev-Zel'dovitch, essenzialmente solo lo spostamento Doppler della frequenza del fotone, causato dal movimento dell'ammasso. L'entità dell'effetto è proporzionale sia alla velocità della linea di vista che alla massa degli elettroni nella galassia. Sfortunatamente, per un grande ammasso di galassie, si prevede che l'effetto cinematico SZ sia dell'ordine di 20 volte più debole dell'effetto termico SZ (che è già relativamente piccolo – vedi Figura 2). Pertanto, guardando ai singoli ammassi di galassie, gli scienziati sono stati finora in grado di porre limiti superiori alle distorsioni dovute all'effetto cinematico SZ, semplicemente a causa della difficoltà di osservare un segnale così debole.

Quindi come hanno aggirato questo problema gli autori? Hanno fatto qualcosa che è abbastanza semplice nel concetto, ma anche ingegnoso (e certamente non semplice nell'applicazione): hanno smesso di cercare di guardare i singoli ammassi di galassie. Invece, gli autori hanno combinato le informazioni per letteralmente migliaia di ammassi utilizzando le informazioni provenienti da due grandi telescopi di indagine: il Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS, parte dello Sloan Digital Sky Survey III) e l'Atacama Cosmology Telescope (ACT). BOSS ha mappato le posizioni tridimensionali di centinaia di migliaia di ‘galassie luminose’, che si sa spesso si trovano in enormi ammassi di galassie. Pertanto, il set di dati BOSS fornisce le posizioni di potenzialmente migliaia di enormi ammassi di galassie. Gli autori hanno selezionato le 7.500 più luminose di queste galassie che rientrano nella regione dei dati ACT. Sono quindi passati ai dati di ACT (che mappa la CMB a diverse frequenze delle microonde), hanno impilato e calcolato la media dei dati nella direzione delle galassie selezionate da BOSS in un modo particolare e sono stati in grado di rilevare uno spostamento di temperatura non trascurabile nel regione intorno agli ammassi di galassie più luminosi rispetto allo sfondo. Tuttavia, questo cambiamento è dovuto al termico Effetto SZ, che è sempre negativo per le frequenze alle quali sono stati rilevati i dati ACT. Ciò non può essere fatto per l'effetto cinematico SZ, tuttavia, perché il segno della distorsione dipende dal segno della velocità peculiare dell'ammasso di galassie, ed è probabile che gli ammassi di galassie si muovano tanto verso di noi quanto lontano da noi. Quindi, quando si calcola direttamente la media del segnale di migliaia di galassie, il segnale dell'effetto cinematico SZ va a zero.

Quindi cosa fanno invece gli autori? Uno dei veri vantaggi dell'effetto cinematico Sunyaev-Zel'dovich è che dipende dal peculiare velocità di un ammasso di galassie (cioè, NON dipende dalla velocità dell'ammasso a causa dell'espansione dell'universo), e quindi dovrebbe offrirci informazioni sulle forze gravitazionali che attraggono gli ammassi (che riguarda la formazione della struttura nel universo). Per valutare ciò, gli autori hanno calcolato qualcosa denominato significa slancio a coppie del loro insieme di 7500 ammassi di galassie. This is essentially a measurement of how much, on average, galaxy clusters are moving either towards or away from one other. If all of the galaxy clusters have truly random peculiar motions, this value should be zero. However, from our current theories of structure formation and gravity, we expect massive galaxy clusters to be moving towards one another, on average.

Figure 3: Results showing the motion of galaxies via the kinematic SZ effect (see text)

Figure 3 shows the results from this analysis. The top panel shows the mean pairwise momentum calculated from this data set (red) as a function of comoving separation (i.e., neglecting the expansion of the universe) of the galaxy clusters, and the expected values based on numerical simulations (bold black line). The red points clearly deviate from zero, at a statistically significant level of 3.8 sigma. The bottom panel shows the results for the same analysis, applied to random positions in the ACT map as opposed to the known locations of galaxy clusters. The fact that these points fare essentially average to zero gives added credence to the idea that the signal shown in the top panel is real. Così, this represents the first detection of the motion of galaxy clusters via the kinematic Sunyaev-Zel’dovich effect.

This discovery truly is a very important first step in opening up a new means of investigation in physical cosmology. Once it is possible to make more precise measurements of the kinematic S-Z effect, the velocity information it provides will be able to give us additional constraints on the various gravitational forces acting on structures in the universe, such as dark matter and dark energy.

If you are interested in a more technical description of the kinematic S-Z effect, check out this link. (Also have a look at the press release put out by Princeton University here).


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