O efeito Sunyaev-Zel´dovich Carlos Alexandre Wuensche INPE – Divisão de Astrofísica IV Workshop...
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O efeito Sunyaev-Zel´dovich
Carlos Alexandre Wuensche
INPE – Divisão de AstrofísicaIV Workshop “Nova Física do Espaço”
Campos do Jordão, SP – 24 de fevereiro de 2005
IV
Carlos Alexandre WuenscheGrupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica
Sumário
Introdução
Os efeitos térmico e cinemático
Efeito SZ e polarização da RCFM
Observações atuais
Cosmologia com o efeito SZ
Propostas...
Carlos Alexandre WuenscheGrupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica
Efeito o quê?
Ocorre quando fótons da RCFM atravessam regiões quentes típicas do meio intra aglomerados de galáxias.1 em cada 100 fótons da RCFM é espalhado pelos elétrons no gás intra aglomerado (T ~ 107 – 108 K)Não há redução do número de fótons que passa pelo aglomerado, mas uma transferência para frequências mais altas.Distorção no espectro de corpo negro da Radiação Cósmica de Fundo em Microondas (RCFM) causada por espalhamento Compton inverso.Amplitude da distorção independe da distância ao aglomerado
RachidSUNYAEV
Yakob B.ZEL´DOVICH
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Ponto de inflexão SZ ~ 218 GHz
SZ térmicoDevido ao movimento térmico aleatório dos e-
TSZ-térm ~ 1 mK
ITérm = g(x) I0 y
SZ cinéticoDevido ao movimento peculiar do aglomeradoTSZ-cinem. < 0,1 TSZ-térm
ICinem = e(vpec/c)
dlcm
Tny T
e
eBe
2
Parâmetro de Comptonização
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O decremento Sunyaev-Zel’dovichObservações na faixa de Rayleigh-Jeans
Aglomerado mancha fria num mapa de RCFMAmplitude ~1 mK, a few parts in 10,000 of the CMB anisotropiesA distorção é ~ 103 mais intensa que as anisotropias primárias da RCFM O decremento independe de z
Observing Frequency [GHz]
Ch
ange
in C
MB
Tem
per
atu
re [K
elvi
n]
Observations made here
Massive cluster
Lower mass cluster
Mapa de temperatura da RCFM na direção de MS1054-0321 (z = 0,83)
Temperaturas frias em vermelhoTemperaturas quentes em azulContornos: intervalos de 2 sigmaDecremento central: ~1/1000 Kelvin
Dec
rem
ent
Increm
ent
J. M
oh
r, 2
005
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Algumas observações em rádio e submilimétrico
1a. imagem 2-D: Ryle Telescope (Jones et al., Nature 1993)
1a. Detecção em mm: CSO-Mauna Kea (Wilbanks et al, ApJ 1994)
OVRO (Myers et al. ApJ 1997)
Nobeyama Radio Observatory (Komatsu et al., ApJ 1999)
MITO (de Petris et al., ApJ Lett. 2002)
APEX-SZ (Schwan et al., New Astr. Review 2003)
ACBAR (e.g., Gomez et al., astro-ph 2003)
SuZIE II (Bock et al., astro-ph/0404391)
WMAP (Diego e Silk, MNRAS 2003)
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Instrumentação típica
“Single dish” (poucos) e interferômetros
Antenas: 0,9 m até 10 m
Frequências: 30 GHz - 400 GHz
Sensibilidade: < 1 mK.s1/2 /detector
Sensibilidade dos mapas: < 10 K
Resolução angular: < 1 arcmin
Alvos: aglomerados (principalmente os do catálogo de Abell) e “surveys” de pequenas regiões do céu (< 1000)
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Estado atual das observações
SZ observado em várias dezenas de aglomerados.Medidas em ambos os lados do “nulo” SZMapas com precisão de algumas centenas de K
Instrumentos projetados para medidas da RCFM e SZ (dedicados) nos próximos anos:
APEX-SZSPTACTAMIBAPlanck
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Emissão em raios-X
Efeito SZ
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Por que não utilizar o efeito SZ???
Carlstrom
, Hold
er e Reese, A
RA
A 2002
SZ Surveys
Imagens de excelente qualidade de galáxias distantes feitas com o BIMA/OVROQualidade da imagem praticamente independe da distânciaAglomerados encontrados na faixa de raios-X
Poucos aglomerados conhecidos, porque LX 1/d2 1/(1+z)4
Necessidade de explorar o Universo utilizando um “detector de aglomerados” que não dependa da distância…
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Contornos ACBAR
1o. mapa 2-D do efeito SZ em ambos os lados do “nulo” feitas com o mesmo instrumento (ACBAR).
Superposição de imagens em rádio (ACBAR) e raios X (Chandra) do aglomerado 1E0657-67 (z=0,299)-200 K < T < 200 KEstrutura em raios X: 8 a 20 keV
(Gomes et al., astro-ph/0311263)
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Cosmologia e o efeito
SZ
Estimar H0
(em conjunto com medidas em raios-X) e es
timar distâncias
Estimar a densidade de energia e o crescimento de estruturas
Estimar a velocidade peculiar da matéria em grandes estruturas
Estimar a fração de gás e massa total do aglomerado
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Medir a distribuição de gás no meio intra aglomerado
Estimar a massa total do gás (e, em consequência, a quantidade de matéria escura existente ali)
2/12/32
0
2/320
/1
/1
aSZ
ee
yy
arnn
)(min1010
10225
113 zf
arc
y
keV
TMM G
SolG
z fx103
0,1 2
0,3 9
1,0 20
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Reese et al. ApJ 2004
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Carlstro
m, H
old
er e
Reese
, AR
AA
2002
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SZ térmico: -----
SZ cinético: ........
SZ total:
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Para estimar o número de aglomerados esperados num survey SZ, devemos conhecer (além das especificações do detector e da cosmologia
subjacente):
Carlstrom, Holder e Reese, ARAA 2002
M=0,3; =0,7 -> sólidaM=0,5; =0,5 -> tracejada8=0,9
Que dificuldades vamos encontrar?
Carlos Alexandre WuenscheGrupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Carlstrom, Holder e Reese, ARAA 2002
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Holder e Carlstrom, ASP Conf. Series, 181, 1999
White e Majumdar, ApJ 2004
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Espalhamento Compton inverso dos fótons produz
polarização (secundária) dos fótons da RCFM
Oportunidade de medir C2 e, eventualmente, sua evolução,
em redshifts moderados (0,1 < z < 3)
Amplitudes proporcionais a 2, 2 e (Te/mec2)
Amplitude máxima: Pmax ~ 50 (/0,01) nK
Amplitude RMS: Prms = 0,24 f(x) Qrms/T0 ~ 3,1 K
(esperado para o COBE)
Soma de muitas medidas permitirá isolar a polarização da
RCFM (outros sinais polarizados, nesse caso, se cancelam)
SZ e a polarização da RCFM
Sazonov & Sunyaev, MNRAS 1999
f(x) = xex/(ex – 1); x = h/T
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Sazonov & Sunyaev, MNRAS 1999
Carlos Alexandre WuenscheGrupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Sazonov & Sunyaev, MNRAS 1999
Devido ao comportamento dos
termos SZ com a frequência, as maiores
amplitudes serão medidas na região de
Wien do espectro
2
2
(Te/mec2)
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Futuro?A ciência a ser feita com o efeito SZ depende fortemente de medidas precisas em raios-X
XMM, ROSAT e Chandra motivaçãoPlanck detecção de alvos para medida de alta resolução no solo e catálogo simulado com ~ 103 – 104 fontes SZ estimadas
Medidas mais precisas de parâmetros cosmológicos (H0, M, , 8)Uso de resultados SZ em cosmologia estudo da evolução da abundância de aglomerados permitindo:
Melhor determinação da função de massa não gaussianidade na formação de estruturas, topologia
Problemas na teoriaMecanismos de remoção de e- do MIA pode alterar a detecção do efeito SZDetalhes da evolução com o redshift e normalização são desconhecidosN(M,z) não é bem conhecida no momento
Problemas instrumentaisLongo tempo de observação necessário para “blind surveys”Arranjos de bolômetros mais sensíveis são necessários para observação na região de WienNovos interferômetros em terra não oferecem tempo dedicado para surveys desse tipoMissões espaciais (tipo Planck...) devem oferecer receptores estáveis , boa sensibilidade em fluxo ( ~ mJy) e excelente resolução angular (< 1´)
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Estudando os aglomerados com o
efeito SZ“Targeted surveys” refinamento das
propriedades dos aglomerados
(combinados com medidas em raios-X)
“Blind surveys” detecção direta de
aglomerados a partir do decremento SZ
Função de correlação angular (estimativa
de M,8 diretamente dos catálogos)
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Para estimar o número de aglomerados esperados num survey SZ, devemos conhecer (além das especificações do detector e da cosmologia subjacente):
dV/ddzdN(M,z)/dzO intervalo de massa esperada que pode ser observado com um determinado instrumento e estratégia de observação.
Carlstrom, Holder e Reese, ARAA 2002
M=0,3; =0,7 -> sólidaM=0,5; =0,5 -> tracejada8=0,9
Carlos Alexandre WuenscheGrupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Carlstrom, Holder e Reese, ARAA 2002
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Relações de escala para aglomerados usando o efeito SZ
integradoME(z) ~ T3/2
E(z) reflete a suposição de que a massa do aglomerado é escalonada com a densidade média do UniversoRelação fluxo SZ – temperatura
Comptonização central
Relação Comptonização - temperatura
Benson et al., astro-ph/0404391
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Dependência cosmológica da abundância de aglomerados
AbundânciasDeterminada como uma função do modelo cosmológicom=1 galáxias se formando agora (não há objetos distantes)m=0,3 aglomerados se formaram há muito tempo (devem existir uma grande quantidade observável)
EvoluçãoEstruturas crescem mais lentamente num Universo de baixa densidade menos evolução em distâncias maioresdN/dz esperado nos levantamentos cresce porque V explorado numa dada região do céu aumenta rapidamente com a distância
Evolução da abundância de aglomerados
Aglomerados mais distantes conhecidos
Distance
In low density universes, the most distant clustersfound to date are actually at about distance to a typical galaxy cluster, if we could only detect them.
Fig
ure
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l. in
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