o efeito sunyaev-zel´dovich carlos alexandre wuensche inpe – divisão de astrofísica iv workshop...

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...


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


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


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


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)


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)


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


Emissão em raios-X

Efeito SZ

)()0()(

- ),(),()(

2

32

2

eL

cex

eee

e

A

A

Tfd

rnlfS

T

hxdllTlnxf

cmT

T


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…


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)


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


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


Reese et al. ApJ 2004


Carlstro

m, H

old

er e

Reese

, AR

AA

2002


SZ térmico: -----

SZ cinético: ........

SZ total:


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


Holder e Carlstrom, ASP Conf. Series, 181, 1999

White e Majumdar, ApJ 2004


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


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)


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´)


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)


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


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


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.

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