Массив Сюняева–Зельдовича

Массив Сюняева–Зельдовича

Массив Сюняева-Зельдовича, сделанный осенью 2005 года в Радиообсерватории Оуэнс-Вэлли, восточная Сьерра-Невада.
Часть	Комбинированная решетка для исследований в области астрономии миллиметрового диапазона волн Радиообсерватория Оуэнс-Вэлли
Местоположение(а)	Калифорния , регион Тихоокеанских штатов
Координаты	37 ° 13'58 "с.ш. 118 ° 17'46" з.д.
Организация	Колумбийский университет Центр космических полетов Маршалла Радиообсерватория Оуэнс-Вэлли Чикагский университет
Длина волны	31, 100 ГГц (9,7, 3,0 мм)
Первый свет	апрель 2005 г.
Стиль телескопа	эксперимент с космическим микроволновым фоном радиоинтерферометр
Количество телескопов	8
Диаметр	3,5 м (11 футов 6 дюймов)
Веб-сайт	астро .Чикаго .edu /исследовать /са .php
Расположение массива Сюняева–Зельдовича.
Соответствующие СМИ на сайте Commons

Массив Сюняева-Зельдовича ( SZA ) в Калифорнии представляет собой группу из восьми 3,5-метровых телескопов, которые работали как часть ныне закрытой Объединенной антенной решетки для исследований в области астрономии миллиметровых волн (CARMA). Его первоначальными целями было исследование космического микроволнового фона (CMB) с целью измерения его мелкомасштабной анизотропии и поиска скоплений галактик. Обзор был завершен в 2007 году, и сейчас массив используется в основном для характеристики скоплений с помощью эффекта Сюняева-Зельдовича . Наблюдения начались на SZA в апреле 2005 года.

Одним из наиболее важных событий последних нескольких лет стало обнаружение посредством наблюдений реликтового излучения и исследований сверхновых некой формы энергии, которая ускоряет расширение Вселенной. Названная темной энергией по аналогии с темной материей, она, как полагают, составляет примерно 70% энергетического содержания Вселенной.

Хотя темную энергию невозможно наблюдать напрямую, ее основные свойства можно определить по ее влиянию на структурообразование во Вселенной. Точно так же, как эколог может узнать о запасах пищи, изучая, как популяции животных развиваются со временем, физики могут узнать о темной энергии, изучая статистику численности жителей Вселенной — в данном случае скоплений галактик .

SZA получил свое название от способа измерения скоплений галактик: рассеяния реликтового света при его прохождении через горячий ионизированный газ скопления, известного как эффект Сюняева-Зельдовича (эффект SZ). Короче говоря, реликтовое излучение используется в качестве подсветки, на фоне которой можно увидеть скопления галактик по отбрасываемым ими теням. Поскольку SZA видит тень, а не свет, излучаемый самим скоплением, его можно использовать для измерения достаточно больших скоплений почти независимо от их красного смещения , начиная с эпохи, когда скопления впервые начали формироваться.

Эксперимент

SZA использовалась для многоволновых наблюдений более 100 скоплений галактик как самостоятельно, так и в составе Комбинированной антенной решетки для исследований в области астрономии миллиметровых волн (CARMA), которая была выведена из эксплуатации после 3 апреля 2015 года. С 2005 по 2007 год SZA провела глубокое 31 ГГц ( гигагерц исследование нескольких участков неба на частоте ).

Инструмент

SZA — это не один телескоп, а группа из 8 телескопов, работающих вместе как интерферометр . Интерферометр не обнаруживает свет таким же образом, как обычный телескоп, измеряя полную мощность, собранную одной антенной; вместо этого он рассматривает различия между светом, падающим на пары телескопов. Подобно волнам на воде, световые волны могут интерферировать друг с другом, создавая сложную картину усиления интенсивности там, где волны конструктивно интерферируют, и нулевую там, где они интерферируют разрушительно.

Когда свет от источника омывает решетку, интерферометр обнаруживает эту интерференционную картину — отсюда и название. Структура источника на небе затем может быть выведена из интерференционной картины почти так же, как можно сделать вывод о размере и форме камня, брошенного в пруд, по рисунку ряби, оставленной после него.

Собственное разрешение интерферометра зависит не от размера отдельных телескопов (как в традиционном одиночном телескопе), а от их разделения. Пары телескопов с большими расстояниями обеспечивают чувствительность к мелкомасштабным структурам, тогда как короткие расстояния чувствительны к крупномасштабным структурам на небе. Восемь телескопов SZA достаточно малы, чтобы их можно было разместить очень близко друг к другу, что обеспечивает максимальную чувствительность к (крупномасштабному) сигналу SZ от скоплений. Когда SZA был объединен с другими телескопами группы CARMA, которые имели большие расстояния и были чувствительны к более мелким угловым масштабам, он сформировал полную картину скоплений галактик с очень высоким разрешением.