Astronomie

Effet non thermique Sunyaev-Zel'dovich

Effet non thermique Sunyaev-Zel'dovich

Quel est exactement l'effet non thermique Sunyaev-Zel'dovich ? D'après ce que je comprends en lisant plusieurs articles de Mark Birkinshaw et Sergio Colafrancesco, j'ai l'idée approximative que l'effet SZ non thermique a quelque chose à voir avec le fait qu'il se situe dans le domaine relativiste.

Articles de Sergio Colafrancesco :

Critique de Mark Birkinshaw :

L'effet Sunyaev-Zel'dovich

Pour clarifier, je ne parle pas de l'effet cinématique SZ.

Il semble y avoir une distinction par les auteurs entre l'effet SZ dû aux électrons thermiques chauds et les électrons relativistes. Je trouve la nomenclature ambiguë, car la température est essentiellement une énergie cinétique à plus petite échelle, alors pourquoi les électrons relativistes qui ont plus d'énergie cinétique seraient-ils « non thermiques » ?

Enfin, la distinction clé entre eux utilise-t-elle une formulation relativiste par rapport à une formulation non relativiste ?


L'effet S-Z non thermique est causé par la diffusion Compton inverse des photons CMB à partir d'une population d'électrons non thermique - c'est-à-dire des électrons qui ont des énergies élevées non pas parce qu'ils sont chauds, mais parce qu'ils ont été accélérés de manière non thermique. Les mécanismes habituels sont accélérés par les champs électromagnétiques et la force de Lorentz.

L'énergie de masse au repos d'un électron est de 0,511 keV. Afin d'atteindre des "énergies relativistes", les électrons doivent avoir des énergies cinétiques similaires ou supérieures. L'énergie cinétique moyenne d'une particule due à sa température est juste $3k_{B}T/2$. Si nous assimilons cela à 0,511 keV, la température requise pour avoir des électrons relativistes thermiques est $T > 4 x 10^{6}$ K.

Gaz à cette température Est-ce que existent dans le milieu intraamas des amas massifs de galaxies. Mais en plus, il existe des populations d'électrons non thermiques qui sont accélérés à des vitesses relativistes, par exemple dans les jets et les lobes radio-émetteurs des galaxies actives.

La distinction est importante lors de l'étude de l'effet S-Z car les distributions d'énergie des populations thermiques et non thermiques peuvent être très différentes. Les populations non thermiques sont généralement caractérisées par une loi de puissance, tandis que les électrons thermiques ont une distribution de Maxwell-Boltzmann. Il en résulte un spectre de Comptonisation inverse différent des électrons des deux populations qui sont souvent (généralement) spatialement non résolus. L'effet S-Z non thermique est essentiellement un contaminant qui doit être pris en compte lors de l'utilisation de l'effet S-Z thermique pour étudier la structure et les paramètres du gaz intracluster et en utilisant l'effet S-Z comme sonde cosmologique.


Titre : Polarisation de l'effet Sunyaev-Zel'dovich : empreinte relativiste du plasma thermique et non thermique

La diffusion Compton inverse (IC) des fluctuations anisotropes du CMB hors des plasmas d'électrons cosmiques génère une polarisation de l'effet Sunyaev-Zel'dovich (SZ) associé. L'effet SZ polarisé a des applications importantes en cosmologie et en astrophysique des amas de galaxies. Cependant, ce signal a été étudié jusqu'à présent principalement dans le régime non relativiste qui n'est valable que dans la limite de température électronique très basse pour une population d'électrons thermiques et, en tant que tel, a des applications astrophysiques limitées. Des tentatives partielles pour étendre ce calcul à la diffusion IC d'un plasma d'électrons thermique dans le régime relativiste ont été faites, mais elles ne peuvent pas être appliquées à une distribution d'électrons plus générale ou légèrement relativiste. Dans cet article, nous dérivons une forme générale de la polarisation de l'effet SZ qui est valable dans l'approche relativiste complète pour les plasmas d'électrons thermiques et non thermiques, ainsi que pour une combinaison générique de diverses populations d'électrons qui peuvent être co-spatialement distribuées dans les environnements d'amas de galaxies ou de lobes de radiogalaxie. Nous dérivons la forme spectrale des paramètres de Stokes induits par la diffusion IC de chaque multipôle CMB pour les populations d'électrons thermiques et non thermiques, en nous concentrant en particulier sur le quadripôle et l'octupole CMB qui fournissent les signaux les plus importants et plus détectables dans les structures cosmiques (comme la galaxie groupes). Nous avons trouvé que le paramètre de Stoke induit par le quadripôle CMB Q est toujours positif avec une amplitude maximale à une fréquence ≈ 216 GHz qui augmente de manière non linéaire avec l'augmentation de la température de l'amas. Au contraire, le spectre Q induit par l'octupole du CMB montre une fréquence de croisement qui dépend de la température électronique de l'amas de manière linéaire, alors qu'il montre une dépendance non linéaire de la quantité de mouvement minimale p d'un spectre de loi de puissance non thermique ainsi qu'une dépendance linéaire de l'indice spectral de loi de puissance de la population d'électrons non thermique. Nous discutons de certaines des possibilités de démêler le spectre Q induit par les quadripôles de celui induit par les octupôles, ce qui permettra de mesurer ces importantes quantités cosmologiques à travers la polarisation de l'effet SZ à différents emplacements des amas dans l'univers Nous appliquons enfin notre modèle à l'amas Bullet et dérivons les fenêtres de visibilité du paramètre de Stoke Q total, induit par quandrupole et induit par octupôle dans les gammes de fréquences accessibles aux expériences SKA, ALMA, MILLIMETRON et CORE++. « moins


Titre : IMPACT DE LA PHYSIQUE DU CLUSTER SUR LE SPECTRE DE PUISSANCE DE SUNYAEV-ZEL'DOVICH

Nous utilisons un modèle analytique pour étudier l'incertitude théorique sur le spectre de puissance thermique Sunyaev-Zel'dovich (SZ) due aux incertitudes astrophysiques dans la structure thermique du milieu intra-amas. Notre modèle tient compte de la formation d'étoiles et du retour d'énergie (des supernovae et des noyaux galactiques actifs) ainsi que du support de pression non thermique dépendant radialement dû aux mouvements aléatoires des gaz, ces derniers étant calibrés par des simulations hydrodynamiques récentes. Nous comparons le modèle aux observations aux rayons X d'amas à faible décalage vers le rouge, trouvant un excellent accord avec les profils de pression observés. La variation des niveaux de rétroaction et de support de pression non thermique peut modifier considérablement à la fois l'amplitude et la forme du spectre de puissance thermique SZ. L'augmentation de la rétroaction supprime la puissance à de petites échelles angulaires, déplaçant le pic du spectre de puissance vers l plus bas. D'autre part, l'augmentation de l'appui de pression non thermique a l'effet inverse, réduisant considérablement la puissance aux grandes échelles angulaires. En général, l'inclusion de la pression non thermique au niveau mesuré dans les simulations a un effet important sur le spectre de puissance, réduisant l'amplitude de 50% à des échelles angulaires de quelques minutes d'arc par rapport à un modèle sans composante non thermique. Nos résultats démontrent que les mesures de la forme du spectre de puissance peuvent révéler des informations utiles sur des processus physiques plus importants dans les groupes et les amas, en particulier à un redshift élevé où il existe peu de données d'observation. En comparant avec les récentes mesures du télescope du pôle Sud du spectre de puissance du fond diffus cosmologique à petite échelle, nous trouvons que notre modèle réduit la tension entre les valeurs de mesurée à partir du spectre de puissance SZ et des abondances de clusters. « moins


1. INTRODUCTION

Les amas de galaxies, en tant que plus grandes structures gravitationnelles de l'Univers, sont des sondes importantes de la cosmologie et de l'astrophysique. Ces systèmes massifs impriment leur signature sur le fond diffus cosmologique (CMB) à la fois par le thermique Effet Sunyaev-Zel'dovich (tSZ) - dans lequel ≲1 pour cent des photons CMB passant par le centre d'un amas inverse-Compton massif diffusent des électrons dans le gaz intra-amas chaud et ionisé (Sunyaev & Zeldovich 1970, 1972 Birkinshaw 1999 Carlstrom , Holder & Reese 2002) – ainsi que le cinématique Effet SZ (kSZ) dans lequel le mouvement de masse des amas confère un décalage Doppler au signal CMB (Sunyaev & Zeldovich 1972, 1980). Les effets cinématiques et thermiques SZ peuvent également être considérés comme des termes de premier et de second ordre du même processus physique : la diffusion de photons avec une distribution de Planck sur des électrons en mouvement. L'effet kSZ de premier ordre décale mais ne déforme pas le spectre du corps noir CMB, tandis que le tSZ de second ordre confère des distorsions spectrales. Parce que les vitesses d'électrons thermiques au sein de l'amas sont beaucoup plus grandes que sa vitesse globale, l'effet de second ordre domine ici : pour les masses et vitesses d'amas typiques, l'amplitude de l'effet kSZ est d'un ordre de grandeur plus petit que son homologue thermique (par exemple Birkinshaw 1999).

L'effet tSZ a été bien caractérisé, à la fois par sa contribution au spectre de puissance de température du CMB (voir par exemple Das et al. 2014 George et al. 2015), et via des mesures sur des clusters individuels (par exemple Plagge et al. 2010 Bonamente et al. 2012 Planck Collaboration V 2013 Sayers et al. 2013a). Le signal kSZ s'est cependant avéré plus insaisissable, à la fois en raison de sa plus petite amplitude et de son spectre identique à celui des fluctuations de température du CMB primaire. Bien qu'il soit difficile à mesurer, l'effet kSZ a un grand potentiel pour contraindre les modèles astrophysiques et cosmologiques (voir par exemple Rephaeli & Lahav 1991 Haehnelt & Tegmark 1996 Diaferio et al. 2005 Bhattacharya & Kosowsky 2007, 2008). D'un point de vue astrophysique, le signal kSZ peut être utilisé pour sonder les baryons manquants (par exemple Hernández-Monteagudo et al. 2015 Schaan et al. 2016) - c'est-à-dire les baryons qui résident dans des milieux intergalactiques diffus et hautement ionisés (voir ex. McGaugh 2008). Inversement, des vitesses particulières estimées à partir de l'effet kSZ, ainsi que des contraintes externes sur l'astrophysique des amas, fournissent des mesures indépendantes de l'amplitude et du taux de croissance des perturbations de densité. Ce dernier peut à son tour être utilisé pour tester des modèles d'énergie noire, de gravité modifiée (Keisler & Schmidt 2013 Ma & Zhao 2014 Mueller et al. 2015b Bianchini & Silvestri 2016) et de neutrinos massifs (Mueller et al. 2015a).

La première détection du signal kSZ a été signalée dans (Hand et al. 2012, H12 désormais), en utilisant des données CMB haute résolution du télescope cosmologique d'Atacama (ACT Swetz et al. 2011) en conjonction avec le Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS ) catalogue spectroscopique (Ahn et al. 2012). Pour isoler le signal kSZ, H12 a appliqué une approche statistique différentielle (ou par paires), que nous adoptons également dans cet article. H12 a rejeté l'hypothèse nulle d'un signal kSZ nul avec un p valeur de 0,002. Par la suite, la collaboration Planck (Planck Collaboration XXXVII 2016) a utilisé le catalogue central de galaxies dérivé du Sloan Digital Sky Survey (Abazajian et al. 2009) pour rapporter des preuves de 1,8 à 2,5 pour le signal kSZ par paire avec un ajustement de modèle. D'autres détections récentes (∼3σ) du signal kSZ ont été obtenues via une corrélation croisée de cartes CMB avec des champs de vitesse reconstruits à partir de champs de densité de galaxies (Planck Collaboration XXXVII 2016 Schaan et al. 2016) voir aussi Li et al. (2014) pour une démonstration de cette méthode à l'aide de simulations. Des preuves indirectes d'une composante kSZ dans le spectre de puissance du CMB ont également été observées dans les mesures du spectre de puissance du télescope du pôle Sud (SPT George et al. 2015). Enfin, le signal kSZ a été mesuré localement pour un cluster individuel par Sayers et al. (2013b).

Dans ce travail, nous mesurons le signal kSZ par paires en combinant un catalogue d'amas de galaxies dérivé du Dark Energy Survey (DES The Dark Energy Survey Collaboration 2005, Dark Energy Survey Collaboration et al. 2016) des données de l'année 1 avec une carte de température CMB de l'enquête Sunyaev-Zel'dovich (SPT-SZ) du télescope du pôle Sud à 2500 degrés 2. Notre article est organisé comme suit : dans la section 2, nous passons brièvement en revue l'effet kSZ et la théorie des vitesses par paires, et dérivons un modèle analytique pour l'effet kSZ par paires. La section 3 présente les deux ensembles de données d'entrée de DES et SPT et dans la section 4, nous détaillons les méthodes d'analyse. Dans la section 5, nous décrivons brièvement la nouvelle suite de simulations kSZ haute résolution réalistes de Flender et al. ( 2016) et valider le modèle kSZ par paires et les méthodes d'analyse sur ces simulations. Nous procédons en montrant nos principaux résultats et en les comparant à la fois à la théorie analytique et aux attentes des simulations dans la section 6. Les différents contrôles et différents tests nuls que nous effectuons pour démontrer la robustesse de nos résultats face aux incertitudes systématiques sont décrits dans la section 7. Enfin , nous discutons des implications de notre détection pour l'astrophysique des clusters dans la section 8.

Sauf indication contraire, nous utilisons les paramètres cosmologiques de Planck 2015 TT+TE+EE+lowP, c'est-à-dire le paramètre de Hubble H0 = 67,3 km s −1 Mpc −1 , densité de matière noire froide Ωch 2 = 0,1198, densité baryoniquebh 2 = 0,022 25, la moyenne quadratique actuelle (rms) des fluctuations linéaires de matière sur des échelles de 8 h -1 Mpc,8 = 0,831, et indice spectral des fluctuations scalaires primordiales ms = 0.9645 (Planck Collaboration XIII 2015), pour calculer des prédictions théoriques et traduire les redshifts en distances.


Première science de Planck

L'attente des résultats du satellite Planck, lancé en mai 2009, a été assez longue, mais aujourd'hui, les premiers résultats scientifiques ont enfin été publiés. Cela n'a rien à voir avec les aspects cosmologiques de la mission, ceux-ci devront attendre encore deux ans, mais les choses que nous, les cosmologues, avons tendance à considérer comme des "premiers plans", bien qu'elles présentent un grand intérêt astrophysique pour eux-mêmes.

Pour un aperçu, avec beaucoup de jolies images, consultez le site Planck de l'Agence spatiale européenne et le site de sensibilisation britannique Planck. Vous pouvez également regarder l'intégralité de la conférence de presse de ce matin ici.

Un référentiel de tous les 25 articles scientifiques peut être trouvé ici et il y en aura sans aucun doute un déluge sur l'arXiv demain.

Quelques-uns de mes collègues de Cardiff sont actuellement à Paris en train de vivre la junket en travaillant dur lors de la sérieuse conférence scientifique au cours de laquelle ces résultats sont discutés. D'un autre côté, ne faisant pas partie de la foule, je suis de retour ici à Cardiff, je n'ai qu'une courte fenêtre entre les réunions, les soutenances de projet et les conférences de troisième cycle pour commenter les nouvelles données. Je suis également sûr qu'il y aura un énorme intérêt pour les médias professionnels et pour la blogosphère pendant un certain temps encore. Je mentionnerai donc simplement quelques choses qui m'ont immédiatement frappé alors que je parcourais rapidement les papiers pendant que je mangeais mon sandwich, ce qui suit a été bricolé à partir du communiqué de presse associé de l'ESA.

Le premier concerne la soi-disant «émission micro-ondes anormale» (alias Foreground X), qui est une lueur diffuse la plus fortement associée aux régions denses et poussiéreuses de notre Galaxie. Son origine est un casse-tête depuis des décennies, mais les données recueillies par Planck semblent confirmer la théorie selon laquelle il provient de grains de poussière en rotation rapide. L'identification de la source de cette émission aidera les scientifiques de Planck à éliminer la contamination de premier plan avec une précision beaucoup plus grande, leur permettant de construire des cartes beaucoup plus nettes du fond diffus cosmologique et ainsi, entre autres, de clarifier peut-être la nature des diverses anomalies apparentes présentes dans ensembles de données.

Voici une belle image composite d'une région d'émission anormale, à côté de cartes individuelles dérivées d'observations radio à basse fréquence ainsi que de deux des canaux de Planck (à gauche).

Crédits : Collaboration ESA/Planck

Le composite de couleur du nuage moléculaire de Rho Ophiuchus met en évidence la corrélation entre l'émission anormale de micro-ondes, très probablement due à des grains de poussière miniatures en rotation observés à 30 GHz (représentés ici en rouge), et l'émission de poussières thermiques, observée à 857 GHz (représentée ici en vert). La structure complexe de nœuds et de filaments, visible dans ce nuage de gaz et de poussière, représente une preuve frappante des processus en cours de formation des étoiles. L'image composite (à droite) est basée sur trois cartes individuelles (à gauche) prises à 0,4 GHz par Haslam et al. (1982) et à 30 GHz et 857 GHz par Planck, respectivement. La taille de l'image est d'environ 5 degrés de côté, soit environ 10 fois le diamètre apparent de la pleine Lune.

Le deuxième des nombreux autres résultats passionnants présentés aujourd'hui que je voulais mentionner est la publication de nouvelles données sur les amas de galaxies – les plus grandes structures de l'Univers, chacune contenant des centaines voire des milliers de galaxies. En raison de l'effet Sunyaev-Zel’dovich, ceux-ci apparaissent dans les données de Planck comme des régions compactes de température plus basse dans le fond diffus cosmologique. En parcourant tout le ciel, Planck a les meilleures chances de trouver les exemples les plus massifs de ces amas. Ils sont rares et leur nombre est une sonde sensible du type d'univers dans lequel nous vivons, de la vitesse à laquelle il s'étend et de la quantité de matière qu'il contient.

Crédits : Collaboration ESA/Planck Image XMM-Newton : ESA

Cette image montre l'un des superamas de galaxies nouvellement découverts, PLCK G214.6+37.0, détecté par Planck et confirmé par XMM-Newton. C'est le premier superamas à être découvert grâce à son effet Sunyaev-Zel’dovich. L'effet est le nom de la silhouette de l'amas contre le rayonnement de fond cosmique micro-ondes. Combiné à d'autres observations, l'effet Sunyaev-Zel’dovich permet aux astronomes de mesurer des propriétés telles que la température et la densité du gaz chaud de l'amas où les galaxies sont encastrées. Le panneau de droite montre l'image aux rayons X du superamas obtenue avec XMM-Newton, qui révèle que trois amas de galaxies composent ce superamas. La goutte orange vif dans le panneau de gauche montre l'image Sunyaev-Zel’dovich du superamas, obtenue par Planck. Les contours radiographiques sont également superposés à l'image de Planck.

MISES À JOUR : Pour d'autres premières perspectives sur les résultats de la première version, consultez les blogs d'Andrew Jaffe et de Stuart Lowe. Comme d'habitude, Jonathan Amos a fait un article d'actualité très rapide et bien écrit pour la BBC.



Effet non thermique Sunyaev-Zel'dovich - Astronomie

Nous discutons des effets non gaussiens associés aux contributions locales de la structure à grande échelle aux anisotropies du fond diffus cosmologique (CMB) via l'effet thermique Sunyaev-Zel'dovich (SZ). Les non-gaussianités associées à l'effet SZ proviennent de l'existence d'une fonction de corrélation significative à quatre points dans les fluctuations de pression à grande échelle. En utilisant le trispectre de pression calculé selon le modèle de halo récemment populaire, nous discutons de la covariance complète du spectre de puissance thermique SZ. Nous utilisons cette matrice de covariance complète pour étudier les utilisations astrophysiques de l'effet SZ et discuter de la mesure dans laquelle les propriétés du gaz peuvent être dérivées d'une mesure du spectre de puissance SZ. Avec l'effet thermique SZ séparé en fluctuations de température en utilisant ses informations de fréquence, l'effet SZ cinétique, également connu sous le nom d'effet Ostriker-Vishniac, devrait dominer les fluctuations de température du CMB à de petites échelles angulaires. Cet effet provient de la modulation baryonique de l'effet Doppler du premier ordre résultant du mouvement relatif des diffuseurs. La présence de l'effet cinétique SZ peut être déterminée par une corrélation croisée entre la thermique SZ et une carte CMB à petite échelle. Étant donné que l'effet cinétique SZ est du second ordre, cependant, les contributions à une telle corrélation croisée surviennent à un ordre inférieur sous la forme d'une fonction de corrélation à trois points, ou d'un bispectre dans l'espace de Fourier. Nous suggérons une statistique supplémentaire qui peut être utilisée pour étudier la corrélation entre la pression tracée par l'effet thermique SZ et les baryons tracés par l'effet cinétique SZ impliquant le spectre de puissance croisée construit par des températures au carré au lieu de la température habituelle elle-même. A travers un calcul signal-bruit, nous montrons que les futures expériences CMB multifréquences à petite échelle angulaire, sensibles à des multipôles de quelques milliers, seront capables de mesurer la corrélation croisée des effets thermiques SZ et cinétiques SZ à travers un spectre de puissance de température au carré. .

©2001 Société américaine de physique

Auteurs et affiliations

  • * Adresse actuelle : Division of Physics, Mathematics and Astronomy, California Institute of Technology, MS 130-33, Pasadena, Californie 91125. Adresse électronique : [email protected]

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Figure 9 Distances déterminées par SZE par rapport au redshift. La relation de distance de diamètre angulaire théorique est tracée pour trois cosmologies différentes, en supposant H0 = 60 km s -1 Mpc -1 . ΩM = 0,3,Λ = 0.7 (ligne continue),M = 0,3,Λ = 0 (ligne pointillée), etM = 1,0,Λ = 0 (ligne pointillée). Les grappes commencent à tracer la relation de distance de diamètre angulaire. Références : (1) Reese et al. 2002 (2) Pointecoueau et al. 2001 (3) Mauskopf et al. 2000a (4) Reese et al. 2000 (5) Patel et al. 2000 (6) Grainge et al. 2000 (7) Saunders et al. 2000 (8) Andreani et al. 1999 (9) Komatsu et al. 1999 (10) Mason et al. 2001, Mason 1999, Myers et al. 1997 (11) Lamarre et al. 1998 (12) Tsuboi et al. 1998 (13) Hughes et Birkinshaw 1998 (14) Holzapfel et al. 1997 (15) Birkinshaw & Hughes 1994 (16) Birkinshaw et al. 1991.

Figure 10 Limites sur ΩM à partir de fractions de gaz en grappes mesurées par SZE (Grego et al. 2001). Limite supérieure de la densité totale de matière,M ΩB/(FB h70) (ligne continue) et sa région de confiance associée à 68 % (pointillés) en fonction de la cosmologie avec ΩΛ 1 − ΩM. L'interception entre la ligne pointillée supérieure et la ligne pointillée ΩM =B/(FB h70) donne la limite supérieure àM à 68 % de confiance. La ligne en pointillés montre la densité de matière totale lorsque la fraction baryonique comprend une estimation de la contribution des baryons dans les galaxies et de celles perdues lors de la formation des amas. L'intersection de la ligne pointillée et de la ligne pointillée donne la meilleure estimation deM ∼ 0,25, en supposant un univers plat avec h = 0.7.


Abstrait

AbstraitL'effet Sunyaev-Zel'dovich (SZE) offre un moyen unique de cartographier la structure à grande échelle de l'univers telle qu'elle est tracée par des amas massifs de galaxies. En tant que distorsion spectrale du fond diffus cosmologique, le SZE est insensible au redshift de l'amas de galaxies, ce qui le rend bien adapté aux études d'amas à tous les redshifts, et en particulier à des redshifts raisonnablement élevés (z > 1) où l'abondance des amas dépend de manière critique de la cosmologie sous-jacente. Les récentes détections de signal sur bruit élevé du SZE ont permis des contraintes intéressantes sur la constante de Hubble et sur la densité de matière de l'univers en utilisant de petits échantillons d'amas de galaxies. Les prochains sondages SZE devraient trouver des centaines à des milliers de nouveaux amas de galaxies, avec une fonction de sélection de masse remarquablement uniforme avec le décalage vers le rouge. Dans cette revue, nous donnons un aperçu de la SZE et de son utilisation pour les études cosmologiques, en mettant l'accent sur la cosmologie qui peut, en principe, être extraite des résultats des enquêtes SZE. Nous discutons des défis observationnels et théoriques qui doivent être relevés avant que des contraintes cosmologiques précises puissent être extraites des rendements des relevés.


La toute première détection de l'effet cinématique Sunyaev-Zel’dovich

Titre: Détection des mouvements d'amas de galaxies avec l'effet cinématique Sunyaev-Zel’dovich
Auteurs: Nick Hand, le télescope cosmologique d'Atacama et le Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (58 co-auteurs)
Institution du premier auteur : Département d'astronomie, Université de Californie à Berkeley

Aujourd'hui, j'ai le privilège de vous présenter un article qui décrit non seulement les première détection d'un effet cosmique théorisé il y a une quarantaine d'années (comme si cela ne suffisait pas), mais a également été écrit pour la première fois par l'un des Astrobites : Nick Hand. Nick a commencé ce travail, qui décrit la première détection du mouvement d'amas de galaxies distants via l'effet cinématique Sunyaev-Zel'dovich, dans le cadre de sa thèse de fin d'études à l'Université de Princeton.

OK, alors maintenant que j'ai donné la punchline, prenons quelques pas en arrière. Qu'est-ce que l'effet cinématique Sunyaev-Zel'dovich? Vous avez peut-être deviné à partir du mot « cinématique » que le mouvement est en quelque sorte impliqué. Cependant, si vous hésitiez à ce stade, n'ayez crainte, le nom de l'effet n'est pas censé être incroyablement informatif. Rashid Sunyaev et Yakov Zel'dovich sont/étaient de brillants théoriciens qui, à la fin des années soixante/début des années soixante-dix, ont décidé de s'attaquer à une question scientifique spécifique : qu'arrive-t-il aux photons de l'arrière-plan des micro-ondes cosmiques lorsqu'ils traversent un amas de galaxies massif en route vers la Terre ?

Les spectres CMB (à gauche) et solaire (à droite). En comparaison, le CMB est BEAUCOUP plus proche d'un corps noir parfait.

Comme vous vous en souvenez peut-être, le fond diffus cosmologique (CMB) est le résidu du rayonnement qui a été libéré lorsque l'hydrogène dans l'Univers est devenu neutre pour la première fois (connu sous le nom de « recombinaison ») il y a environ 13,7 milliards d'années (seulement environ 300 000 ans après le Big Bang!). Bien qu'initialement très chaud, ce rayonnement s'est refroidi au cours du temps cosmique, de sorte que nous observons maintenant qu'il s'agit d'un corps noir presque uniforme à une température de 2,7 Kelvin. Et quand je dis presque uniforme, je le pense vraiment. Dans les cours d'introduction à l'astrophysique, nous aimons souvent dire que le spectre du Soleil est essentiellement un corps noir. Cependant, le CMB fait honte au Soleil – ou à toute autre étoile – (voir Figure 1) : le satellite Planck a mesuré le CMB comme étant un corps noir uniforme à une partie sur 100 000. C'est vraiment la chose la plus proche d'un corps noir parfait que les astronomes aient jamais observé.

Cependant, rien n'est vraiment parfait là-bas sont anisotropies dans le CMB (endroits où il est nettement ne pas uniforme), et ces anisotropies peuvent nous en dire beaucoup sur l'Univers. Les anisotropies les plus connues dans le CMB sont peut-être celles à relativement grande échelle (d'abord cartographiées en détail par WMAP), qui sont causées par des effets tels que la taille de l'horizon au moment de la recombinaison et les fluctuations de densité de matière au début Univers. Cependant, ce ne sont pas les SEULES anisotropies présentes dans le CMB, ce qui nous ramène finalement à Sunyaev et Zel'dovich. Il s'avère que lorsque les photons du CMB traversent un grand amas de galaxies en route vers la Terre, le champ de rayonnement du CMB est déformé en direction de la grappe.

Figure 2 : Exemple de la façon dont les différentes SZ modifient les spectres du CMB. Ligne Black Dashed : le corps noir originalCMB, réduit d'un facteur de 0,0005. Ligne bleue : l'effet thermique. Vous pouvez voir qu'il déplace les photons de basse à haute fréquence. Ligne rouge : L'effet cinématique (beaucoup plus petit).

Dans la plupart des contextes, lorsque vous entendez le terme « effet Sunyaev-Zel’dovich » (par exemple ceci, ceci et cet astrobite), les auteurs font spécifiquement référence à l'effet « thermique » Sunyaev-Zel’dovich. Dans ce cas, les photons CMB sont Compton dispersé hors du chaud (Par conséquent, thermique) électrons au centre de l'amas de galaxies. Le résultat de ce processus est de « déplacer » certains des photons du CMB des fréquences les plus basses vers les fréquences plus élevées, et l'effet a été détecté pour la première fois dans les années 1980. Cependant, à peu près à la même époque, Sunyaev et Zel'dovich ont également prédit un autre effet : si l'amas de galaxies était en mouvement (par rapport à la trame de repos du CMB) alors ce mouvement de masse provoquerait également des diffusions de photons du CMB. Dans ce cas, toute la courbe du corps noir est décalée de telle sorte que la température du CMB apparaît différente dans la direction de l'amas. C'est l'effet cinématique Sunyaev-Zel'dovitch, essentiellement juste le décalage Doppler de la fréquence des photons, causé par le mouvement de l'amas. L'ampleur de l'effet est proportionnelle à la fois à la vitesse de la ligne de visée et à la masse des électrons dans la galaxie. Malheureusement, pour un grand amas de galaxies, l'effet cinématique SZ devrait être de l'ordre de 20 fois plus faible que l'effet thermique SZ (qui est déjà relativement faible – voir figure 2). Ainsi, en examinant des amas de galaxies individuels, les scientifiques n'ont jusqu'à présent pu fixer que des limites supérieures aux distorsions dues à l'effet cinématique SZ, simplement en raison de la difficulté d'observer un signal aussi faible.

Alors, comment les auteurs ont-ils contourné cela? Ils ont fait quelque chose d'assez simple dans le concept, mais aussi ingénieux (et certainement pas simple dans l'application) : ils ont cessé d'essayer de regarder les amas de galaxies individuels. Au lieu de cela, les auteurs ont combiné des informations pour littéralement des milliers d'amas en utilisant les informations de deux grands télescopes d'enquête : le Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS, qui fait partie du Sloan Digital Sky Survey III) et le télescope de cosmologie d'Atacama (ACT). BOSS a cartographié les emplacements tridimensionnels de centaines de milliers de "galaxies lumineuses" que l'on sait souvent se trouver dans des amas de galaxies massifs. Ainsi, l'ensemble de données BOSS fournit les emplacements de potentiellement des milliers d'amas de galaxies massifs. Les auteurs ont sélectionné les 7 500 galaxies les plus brillantes de la région de données ACT. Ils sont ensuite allés aux données d'ACT (qui cartographie le CMB à plusieurs fréquences micro-ondes), ont empilé et moyenné les données dans la direction des galaxies sélectionnées de BOSS d'une manière particulière et ont pu détecter un décalage de température non négligeable dans le région autour des amas de galaxies les plus brillants par rapport à l'arrière-plan. Cependant, ce changement est dû à la thermique effet SZ, qui est toujours négatif pour les fréquences auxquelles les données ACT ont été prises. Cependant, cela ne peut pas être fait pour l'effet cinématique SZ, car le signe de la distorsion dépend du signe de la vitesse particulière de l'amas de galaxies, et les amas de galaxies sont tout aussi susceptibles de se déplacer vers nous que de s'éloigner de nous. Par conséquent, lors de la moyenne directe du signal de milliers de galaxies, le signal de l'effet cinématique SZ passe à zéro.

Alors que font les auteurs à la place ? L'un des avantages réels de l'effet cinématique Sunyaev-Zel'dovich est qu'il dépend de la particulier vitesse d'un amas de galaxies (c'est-à-dire qu'elle ne dépend PAS de la vitesse de l'amas due à l'expansion de l'univers), et devrait donc nous offrir des informations sur les forces gravitationnelles tirant sur les amas (qui concernent la formation de la structure dans le univers). Pour évaluer cela, les auteurs ont calculé quelque chose appelé le élan moyen par paire of their set of 7500 galaxy clusters. This is essentially a measurement of how much, on average, galaxy clusters are moving either towards or away from one other. If all of the galaxy clusters have truly random peculiar motions, this value should be zero. However, from our current theories of structure formation and gravity, we expect massive galaxy clusters to be moving towards one another, on average.

Figure 3: Results showing the motion of galaxies via the kinematic SZ effect (see text)

Figure 3 shows the results from this analysis. The top panel shows the mean pairwise momentum calculated from this data set (red) as a function of comoving separation (i.e., neglecting the expansion of the universe) of the galaxy clusters, and the expected values based on numerical simulations (bold black line). The red points clearly deviate from zero, at a statistically significant level of 3.8 sigma. The bottom panel shows the results for the same analysis, applied to random positions in the ACT map as opposed to the known locations of galaxy clusters. The fact that these points fais essentially average to zero gives added credence to the idea that the signal shown in the top panel is real. Thus, this represents the first detection of the motion of galaxy clusters via the kinematic Sunyaev-Zel’dovich effect.

This discovery truly is a very important first step in opening up a new means of investigation in physical cosmology. Once it is possible to make more precise measurements of the kinematic S-Z effect, the velocity information it provides will be able to give us additional constraints on the various gravitational forces acting on structures in the universe, such as dark matter and dark energy.

If you are interested in a more technical description of the kinematic S-Z effect, check out this link. (Also have a look at the press release put out by Princeton University here).


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