L’effetto Syunyaev-Zel’dovich e le sue implicazioni cosmologiche
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L’effetto Syunyaev- Zel’dovich e le sue implicazioni cosmologiche
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L’effetto Syunyaev-Zel’dovich e le sue implicazioni cosmologiche. Sommario. Il gas intracluster proprietà del gas dedotte dalle osservazioni X cenni al riscaldamento del gas Interazione tra il gas e i fotoni CMBR dipendenza dalla frequenza dell’effetto termico - PowerPoint PPT Presentation
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L’effetto Syunyaev-Zel’dovich e le sue implicazioni cosmologiche
Sommario
• Il gas intraclusterproprietà del gas dedotte dalle osservazioni X cenni al riscaldamento del gas
• Interazione tra il gas e i fotoni CMBRdipendenza dalla frequenza dell’effetto termicoi cluster come sorgente submillimetrical’effetto SZ relativistico
• Importanza cosmologica dell’effetto SZcenni su cosmologie alternativetest cosmologici con misure di effetto SZmisure SZ a MITOil progetto MASTER
Il gas intracluster
• Tutti gli ammassi ricchi sono sorgenti X con luminosità dell’ordine di 1043-1045 erg/s
• Quest’emissione X è interpretata come bremsstrahlung di un gas intergalattico caldo con Ne>10-3 cm-3 ed avente una temperatura equivalente a 3-10 Kev
Il gas intracluster
Il cluster Abell 2029 visto in ottico ed in X
Osservazioni X
RTgeTANI ekTh
eee ),(2 2
12
0
320
222
44 aNdrrNEM e
),(32
38 2
12
22e
kTh
e
eeex Tvge
kTcmcmrj e
Per una nube sferica isoterma con una densità costante indipendente dal raggio
Vale anche la formula per l’emissione
sergkpca
cmN
keVkT
DEMjF ex
x /3001031.5
10232
330
21
442
Che permette di ricavare il flusso X
Interpretazione dei dati X• Il gas non può essere molto più
caldo di mp<Vp2>/5k (dove Vp è la
velocità quadratica media delle galassie nel cluster) altrimenti sarebbe insensibile al potenziale gravitazionale del cluster e si espanderebbe alla velocità del suono, uscendo dal sistema.
• Se la temperatura fosse molto minore di questo valore il gas si accumulerebbe al centro della buca di potenziale dove si comprimerebbe e raffredderebbe velocemente per mezzo di perdite radiative
Interpretazione dei dati X• Il gas ha un’alta
conducibilità termica elettronica, ed in assenza di un campo magnetico disordinato su piccole scale, è isotermo.
L’emissione X del cluster della Vergine (a fianco ) vista dal satellite ROSAT e dell’ammasso di Coma (in alto) vista dal XMM-Newton
Riscaldamento del gas
• Il tempo scala per il raffreddamento radiativo e quello per comptonizzazione sono maggiori del tempo di Hubble
• Il gas una volta scaldato non fa in tempo a raffreddarsi
• Dissipazione di energia da onde acustiche e di shock generate dal moto di galassie
• Onde di shock da esplosioni di supernova, l’eccesso di energia scalda il gas
21
8
1
3310
1
1010105.8
ln
kT
cmn
yrdtTd gpg
Cool
• Arricchimento chimico susseguente alla formazione stellare nelle galassie• Arricchimento chimico da stelle pregalattiche
Riscaldamento del gas
• Riscaldamento del gas da onda di shock generata dal protocluster in contrazione
• La composizione chimica del gas è molto diversa da quella primordiale
Effetto sul fondo a microonde• Il cluster può essere considerato
come un plasma ad alta temperatura con uno spessore ottico allo scattering Thomson
• L’effetto doppler altera lo spettro dei fotoni scatterati
dllNeTT )(
•Nella regione RJ l’intensità diminuisce•Nella regione di Wien l’intensità aumenta
Dipendenza dalla frequenza dell’effetto termico
• Se T <<1 i fotoni del CMBR hanno subito un solo scattering ed è possibile usare l’equazione di diffusione di Kompaneets trascurando i termini che descrivono il rinculo poiché h<<kTe
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xI
xx
xx
yI
eT
e
e
kThx
cmkTy ,2
411
lnln
411
1
x
x
v
r
r
r
x
x
x
x
eexy
IdTd
II
TT
eex
exey
II
Per un corpo nero ha la soluzione
La funzione ha un minimo a x=2.26 (λ=2.1mm), uno zero a x=3.83 (λ =1.25mm) ed un massimo a x=6.51 (λ=0.74mm)
•y=0.055 •y=0.025 •y=0
Dipendenza dalla frequenza dell’effetto termico
Un esempio di rivelazione dell’effetto SZ
I cluster come sorgenti in banda submillimetrica
• L’incremento dell’intensità del background nella direzione del cluster rende gli ammassi potenti sorgenti in banda submillimetrica
411
)1()(
)()(2
2
4
222
3
x
x
x
x
Te
er
eex
eexxf
xfcmkT
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)(4
2222
3
2222
3
xxcmkT
chkTF
xcmkT
chkTF
Te
er
Te
er
x << 1 (Rayleigh-Jeans)
x >>1 (Wien)
La funzione ha un minimo a x=2.26 (λ =2.1mm), uno zero a x=3.83 (λ =1.25mm) ed un massimo a x=6.51 (λ=0.74mm)
I cluster come sorgenti in banda submillimetrica
• L’atmosfera ha delle finestre in questa banda!!• E’ dunque possibile progettare degli esperimenti da terra che rivelino i cluster nel
submillimetrico
I cluster come sorgenti in banda submillimetrica
L’effetto SZ relativistico
20 183.3
cmkTxe
e
basso implica più di uno scattering, cade l’approssimazione di diffusione•Le temperature del gas di elettroni portano a velocità relativistiche con conseguente correzione della distribuzione maxwelliana
Le correzioni sono lineari in Te
Misure cosmologiche tramite effetto SZ
21
2
0
1
)(
ar
NrNe
•Unitamente alle osservazioni X le osservazioni SZ in banda radio potrebbero svelare la distribuzione di densità del gas e la dimensione lineare dell’ammasso•Se la nube è sferica isoterma con una densità costante indipendente dal raggio è possibile ricavare da misure X a diverse frequenze kTe, da Iν si trova Ne •Misurando DT/T si ottiene la dimensione lineare del cluster.
RNcmkT
TT
eTe
e
r
r 24
•Alternativamente R può essere ricavato dalla distribuzione della densità del gas
Misure cosmologiche tramite effetto SZ
DVHczV
FLRD
X
X
0
4
• Nota la dimensione lineare ed angolare dell’ammasso si ricava la sua distanza, che può anche essere determinata dal suo flusso X.
• Di conseguenza, avendo il redshift dell’ammasso, si può calcolare il valore della costante di Hubble.
Il pregio maggiore di questo metodo è che semplicemente supponendo la simmetria sferica si ricava la dimensione lineare del fascio, rendendoli dei regoli di dimensione nota ad una distanza nota. Questo fatto rende le misure di effetto SZ importante per la stima dei diversi parametri cosmologici
Cosmologie alternative
dnnpdnTd
nRR
TT
3
13nHn
Dall’equazione di Gibbs
10
•β=0 implica la cosmologia FLRW con espansione adiabatica e conservazione dei fotoni
•β=1 indica una situazione con creazione di materia così grande da compensare la diluizione dovuta all’espansione
Cosmologie alternative
1)(0)1( 1
0
tzTT
Delle ipotesi teoriche di questo tipo portano a scaling della tempeatura in funzione di z come
Un altro tipo di scaling per T(z) ipotizzato da altri modelli è del tipo
)1()( 0 azTzT
Se β è costante
Cosmologie alternative
Andamenti di T in funzione di z per diversi modelli cosmologici
Test cosmologici
)1(0 xxx Alternativamente si può misurare x dello zero per molti cluster e vedere se è indipendente da z come predetto dalla cosmologia FRLW
00
0
)1()1( xzkTzhv
kThx
e
•Le misure di effetto SZ possono essere usate come test del modello cosmologico, data la frequenza a cui ho l’effetto si riscala T per z con un modello e confronta con osservazioni precedenti (es COBE)
•La frequenza adimensionale nella cosmologia standard è indipendente da z
Cosmologia non standard
Misure attuali
01
0
11 )()()(
)()()(
dI
dI
RARAb
atmSZ
atmiSZii
i
•Tra le poche misure millimetriche che al momento hanno dato dei valori con un errore e non solo un limite superiore sono state effettuate dal gruppo dell’Università la Sapienza di Roma al telescopio MITO della Testa Grigia basandosi sul cluster di Coma.
•La misura è effettuata su 4 canali, con 3 è possibile eliminare i foreground atmosferici, il quarto è centrato sulla frequenza dello 0 in intensità per cercare di dare una stima per quanto rozza del termine cinematico (relativistico)
La differenza di intensità dovuto all’effetto SZ termico è convoluta con la risposta spettrale del fotometro e la trasmissione atmosferica
Misure a MITO
)()(),,(
),()(
,,, tVtVtV
VcVbtVaSj
inoisej
ispikej
ioffset
jcmbi
ji
jatm
ji
ji SZ
I dati registrati in ognuno del canali possono essere considerati come somma di diversi termini
Segnale atmosferico Segnale SZ Segnale dal CMB
Raggi cosmiciOffset strumentale Altre sorgenti di rumore
•Squilibrio termico dello specchio primario•Lobi laterali del profilo d’antenna
Risultati
KTKTKT
4.146.697.337.135.155.73
I valori vanno corretti a causa del beam diluition e della modulazione (sky chopping)
KTKTKT
1.358.1692.814.338.373.179
minimo
zero
massimo
RisultatiI dati sono stati utilizzati per testare il modello cosmologico
36.017.0)1()(
16.0
)1()(
0
34.032.0
10
aazTzT
zTzT
I valori ottenuti sono in accordo col modello cosmologico standard e con i valori ottenuti dalle transizioni delle righe spettrali. (LoSecco et al)
Occorre aumentare la statistica per mezzo di misure multifrequenza fino ad almeno 20 diversi cluster
Misure con MASTERMisure di effetto SZ con un radiometro triplo a banda larga alle frequenze del minimo massimo e zero della intensità SZ
MASTER
cVTT P
CMBkin
Il canale centrale sarà sufficientemente sensibile da permetter di misurare la velocità peculiare del cluster
•Osservazioni basate sullo sky chopping
•Modulazione con una forma d’onda dello specchio secondario del telescopio per effettuare misure differenziali
Riduzione rumore atmosferico e dei foregrounds
Bibliografia• R. Syunyaev, Y. Zel’dovich, Intergalactic gas in cluster of
galaxies, the microvawe background, and cosmology• Y Rapaheli, Comptonization of the cosmic microvawe
background• E. Battistelli et al, Cosmic microvawe background
temperature at galaxy cluster• J.A.S. Lima et al, Is the temperature-redshift relation of
the standard cosomlogy in accordance with the data?• J. LoSecco, G. Mathews, Y. Wang, Prospects for
costraining cosmology with the extragalactic cosmic microwave backgound temperature
• A. Tartari et al, Sunyaev-Zel’dovic effect studies with MASTER
• http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Birkinshaw/Birk_contents.html
