Массив Сюняева – Зельдовича

Массив Сюняева – Зельдовича

Массив Сюняева – Зельдовича, сделанный осенью 2005 г. в радиообсерватории Оуэнс-Вэлли, восточная часть Сьерра-Невады.
Часть	Комбинированная установка для исследований в области астрономии миллиметровых волн Радиообсерватория долины Оуэнс
Местоположение (а)	Калифорния
Организация	Центр космических полетов им. Маршалла Колумбийского университета Радиообсерватория Оуэнс-Вэлли Чикагский университет
Длина волны	31, 100 ГГц (9,7, 3,0 мм)
Первый свет	Апрель 2005 г.
Стиль телескопа	космический микроволновый фон эксперимент радиоинтерферометр
Количество телескопов	8
Диаметр	3,5 м (11 футов 6 дюймов)
Интернет сайт	astro .uchicago .edu / исследования / sza .php
Связанные СМИ на Викискладе?
[ редактировать в Викиданных ]

Сюняева-Зельдовича Array (SZA) в Калифорнии представляет собой массив из восьми телескопов 3,5 метра , который был прооперирован в рамках ныне закрытого комбинированного массива для исследований в миллиметровом диапазоне длин волн астрономии (Кармы). Его первоначальной целью было исследование космического микроволнового фона (CMB), чтобы измерить его мелкомасштабную анизотропию и найти скопления галактик. Обзор был завершен в 2007 г., и сейчас массив используется в основном для характеристики кластеров с помощью эффекта Сюняева – Зельдовича . Наблюдения начались на SZA в апреле 2005 г.

Одним из наиболее важных достижений последних нескольких лет стало обнаружение посредством наблюдений космического микроволнового фона (CMB) и исследований сверхновых форм энергии, ускоряющей расширение Вселенной. Названная темной энергией по аналогии с темной материей, считается, что на ее долю приходится примерно 70% энергосодержания Вселенной.

Хотя темную энергию нельзя наблюдать напрямую, о ее основных свойствах можно судить по ее влиянию на формирование структуры во Вселенной. Подобно тому, как эколог может узнать о запасах пищи, изучая, как популяции животных развиваются со временем, физики могут узнать о темной энергии, изучая статистику населения жителей Вселенной - в данном случае скоплений галактик .

SZA получил свое название от способа измерения скоплений галактик: рассеяния реликтового излучения при его прохождении через горячий ионизированный кластерный газ, известного как эффект Сюняева – Зельдовича (эффект SZ). Короче говоря, реликтовое излучение используется в качестве задней подсветки, на фоне которой скопления галактик можно увидеть 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 , вплоть до той эпохи, когда скопления впервые начали формироваться.

Эксперимент

SZA использовался для многоволновых наблюдений за более чем 100 скоплениями галактик, как самостоятельно, так и в составе Объединенного массива для исследований в области миллиметровой астрономии (CARMA), который был выведен из эксплуатации после 3 апреля 2015 года ^[1]. С 2005 по 2007 год SZA провела глубокую съемку нескольких участков неба на частоте 31 ГГц ( гигагерц ).

Инструмент

SZA - это не один телескоп, а набор из 8 телескопов, работающих вместе как интерферометр . Интерферометр не обнаруживает свет точно так же, как обычный телескоп, измеряя полную мощность, собранную одной тарелкой; вместо этого он смотрит на различия между светом, падающим на пары телескопов. Подобно водным волнам, световые волны могут интерферировать друг с другом, создавая сложную картину увеличения интенсивности, где волны конструктивно мешают, и обнуляются там, где они деструктивно мешают.

Когда свет от источника омывает решетку, интерферометр обнаруживает эту интерференционную картину - отсюда и название. Затем структура источника на небе может быть выведена из интерференционной картины точно так же, как можно вывести размер и форму камня, брошенного в пруд, из картины ряби, оставшейся после него.

Собственное разрешение интерферометра зависит не от размера отдельных телескопов (как в традиционном одиночном телескопе), а от их разделения. Пары телескопов с большим разносом обеспечивают чувствительность к мелкомасштабной структуре, в то время как короткие расстояния чувствительны к крупномасштабной структуре на небе. 8 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 в массиве CARMA, которые имели более длинные разнесения и были чувствительны к более мелким угловым масштабам, он сформировал полную картину скоплений галактик с очень высоким разрешением.

Ссылки