WikiDer > Массив Сюняева – Зельдовича - Википедия

Эта статья в значительной степени или полностью полагается на один источник. Соответствующее обсуждение можно найти на страница обсуждения. Пожалуйста помоги улучшить эту статью путем введения цитаты к дополнительным источникам. Найдите источники: «Массив Сюняева – Зельдовича» – Новости · газеты · книги · ученый · JSTOR (Май 2020 г.)

Массив Сюняева – Зельдовича

Массив Сюняева – Зельдовича, сделанный осенью 2005 г. в радиообсерватории Оуэнс-Вэлли, восточная часть Сьерра-Невады.
Часть	Комбинированный массив для исследований в астрономии миллиметрового диапазона Радиообсерватория Оуэнс-Вэлли
Местоположение (а)	Калифорния
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	космический микроволновый фон эксперимент радиоинтерферометр
Количество телескопов	8
Диаметр	3,5 м (11 футов 6 дюймов)
Интернет сайт	астро.uchicago.edu/исследование/ sza.php
Связанные СМИ на Викискладе?
[редактировать в Викиданных]

В Массив Сюняева – Зельдовича (СЗА) в Калифорнии - это группа из восьми телескопов диаметром 3,5 метра, которые работали как часть ныне закрытого Комбинированный массив для исследований в астрономии миллиметрового диапазона (КАРМА). Его первоначальной целью было обследование Космический микроволновый фон (CMB), чтобы измерить его мелкомасштабную анизотропию и найти скопления галактик. Обследование было завершено в 2007 году, и сейчас массив используется в основном для характеристики кластеров с помощью Эффект 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 сверхновая звезда исследования формы энергии, которая ускоряет расширение Вселенной. Дублированный темная энергия по аналогии с темной материей, считается, что она составляет примерно 70% всей энергии 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 эволюционируют со временем, физики могут узнать о темной энергии, изучая статистику населения жителей Вселенной - в данном случае скопления галактик.

SZA получил свое название от способа измерения скоплений галактик: рассеяния реликтового излучения, когда он проходит через горячий ионизированный кластерный газ, известный как Эффект Сюняева – Зельдовича. (Эффект СЗ). 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 кластером, его можно использовать для измерения достаточно больших кластеров практически независимо от их красное смещение, вплоть до той эпохи, когда кластеры впервые начали формироваться.

Эксперимент

SZA использовался для многоволновых наблюдений за более чем 100 скоплений галактик, как самостоятельно, так и как часть Комбинированный массив для исследований в астрономии миллиметрового диапазона (CARMA), который был выведен из эксплуатации после 3 апреля 2015 года.^[1] С 2005 по 2007 год SZA провела глубокую полосу 31 ГГц (Гигагерц) обзор нескольких участков неба.

Инструмент

SZA - это не один телескоп, а набор из 8 телескопов, работающих вместе как единое целое. интерферометр. Интерферометр не обнаруживает свет так же, как обычный телескоп, измеряя полную мощность, собираемую одной тарелкой; вместо этого он смотрит на различия между светом, падающим на пары телескопов. Как и водные волны, 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 это картина интерференции - 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.

Рекомендации