O efeito Sunyaev-Zel´dovich Carlos Alexandre Wuensche INPE – Divisão de Astrofísica IV Workshop Nova Física do Espaço Campos do Jordão, SP – 24 de fevereiro.

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1 O efeito Sunyaev-Zel´dovich Carlos Alexandre Wuensche INPE – Divisão de Astrofísica IV Workshop Nova Física do Espaço Campos do Jordão, SP – 24 de fevereiro de 2005 IV

2 Carlos Alexandre Wuensche Grupo 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...

3 Carlos Alexandre Wuensche Grupo 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 ~ 10 7 – 10 8 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 Rachid SUNYAEV Yakob B. ZEL´DOVICH

4 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Ponto de inflexão SZ ~ 218 GHz SZ térmico Devido ao movimento térmico aleatório dos e - T SZ-térm ~ 1 mK I Térm = g(x) I 0 y SZ cinético Devido ao movimento peculiar do aglomerado T SZ-cinem. < 0,1 T SZ-térm I Cinem = e (v pec /c) Parâmetro de Comptonização

5 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica O decremento Sunyaev-Zeldovich Observações na faixa de Rayleigh-Jeans Aglomerado mancha fria num mapa de RCFM Amplitude ~1 mK, a few parts in 10,000 of the CMB anisotropies A distorção é ~ 10 3 mais intensa que as anisotropias primárias da RCFM O decremento independe de z Observing Frequency [GHz] Change in CMB Temperature [ Kelvin] Observations made here Massive cluster Lower mass cluster Mapa de temperatura da RCFM na direção de MS1054-0321 (z = 0,83) Temperaturas frias em vermelho Temperaturas quentes em azul Contornos: intervalos de 2 sigma Decremento central: ~1/1000 Kelvin Decrement Increment J. Mohr, 2005

6 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica 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)

7 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Instrumentação típica Single dish (poucos) e interferômetros Antenas: 0,9 m até 10 m Frequências: 30 GHz - 400 GHz Sensibilidade: < 1 mK.s 1/2 /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 )

8 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Estado atual das observações SZ observado em várias dezenas de aglomerados. Medidas em ambos os lados do nulo SZ Mapas com precisão de algumas centenas de K Instrumentos projetados para medidas da RCFM e SZ (dedicados) nos próximos anos: APEX-SZ SPT ACT AMIBA Planck

9 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Emissão em raios-X Efeito SZ

10 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Por que não utilizar o efeito SZ??? Carlstrom, Holder e Reese, ARAA 2002 SZ Surveys Imagens de excelente qualidade de galáxias distantes feitas com o BIMA/OVRO Qualidade da imagem praticamente independe da distância Aglomerados encontrados na faixa de raios-X Poucos aglomerados conhecidos, porque L X 1/d 2 1/(1+z) 4 Necessidade de explorar o Universo utilizando um detector de aglomerados que não dependa da distância…

11 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica 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 K Estrutura em raios X: 8 a 20 keV (Gomes et al., astro-ph/0311263)

12 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Cosmologia e o efeito SZ Estimar H 0 (em conjunto com medidas em raios-X) e estimar 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

13 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica 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) zfx10 3 0,12 0,39 1,020

14 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Reese et al. ApJ 2004

15 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Carlstrom, Holder e Reese, ARAA 2002

16 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica SZ térmico: ----- SZ cinético:........ SZ total:

17 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica 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 -> sólida M =0,5; =0,5 -> tracejada 8 =0,9 Que dificuldades vamos encontrar?

18 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Carlstrom, Holder e Reese, ARAA 2002

19 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Holder e Carlstrom, ASP Conf. Series, 181, 1999 White e Majumdar, ApJ 2004

20 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica

21 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Espalhamento Compton inverso dos fótons produz polarização (secundária) dos fótons da RCFM Oportunidade de medir C 2 e, eventualmente, sua evolução, em redshifts moderados (0,1 < z < 3) Amplitudes proporcionais a 2, 2 e ( T e /m e c 2 ) Amplitude máxima: P max ~ 50 ( /0,01) nK Amplitude RMS: P rms = 0,24 f(x) Q rms /T 0 ~ 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) = xe x /(e x – 1); x = h / T

22 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Sazonov & Sunyaev, MNRAS 1999

23 Carlos Alexandre Wuensche Grupo 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 ( T e /m e c 2 )

24 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Futuro? A ciência a ser feita com o efeito SZ depende fortemente de medidas precisas em raios-X XMM, ROSAT e Chandra motivação Planck detecção de alvos para medida de alta resolução no solo e catálogo simulado com ~ 10 3 – 10 4 fontes SZ estimadas Medidas mais precisas de parâmetros cosmológicos (H 0, 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 teoria Mecanismos de remoção de e - do MIA pode alterar a detecção do efeito SZ Detalhes da evolução com o redshift e normalização são desconhecidos N(M,z) não é bem conhecida no momento Problemas instrumentais Longo tempo de observação necessário para blind surveys Arranjos de bolômetros mais sensíveis são necessários para observação na região de Wien Novos interferômetros em terra não oferecem tempo dedicado para surveys desse tipo Missões espaciais (tipo Planck...) devem oferecer receptores estáveis, boa sensibilidade em fluxo ( ~ mJy) e excelente resolução angular (< 1´)

25 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica 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)

26 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Para estimar o número de aglomerados esperados num survey SZ, devemos conhecer (além das especificações do detector e da cosmologia subjacente): dV/d dz dN(M,z)/dz O 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 -> sólida M =0,5; =0,5 -> tracejada 8 =0,9

27 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Carlstrom, Holder e Reese, ARAA 2002

28 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Relações de escala para aglomerados usando o efeito SZ integrado ME(z) ~ T 3/2 E(z) reflete a suposição de que a massa do aglomerado é escalonada com a densidade média do Universo Relação fluxo SZ – temperatura Comptonização central Relação Comptonização - temperatura Benson et al., astro-ph/0404391

29 Carlos Alexandre Wuensche Grupo de Cosmologia Experimental - Divisão de Astrofísica Dependência cosmológica da abundância de aglomerados Abundâncias Determinada como uma função do modelo cosmológico m =1 galáxias se formando agora (não há objetos distantes) m =0,3 aglomerados se formaram há muito tempo (devem existir uma grande quantidade observável) Evolução Estruturas crescem mais lentamente num Universo de baixa densidade menos evolução em distâncias maiores dN/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 clusters found to date are actually at about distance to a typical galaxy cluster, if we could only detect them. Figure from Holder et al. in prep Number of Clusters Expected in 12 deg 2 Survey