эффект Сюняева — Зельдовичаэффект
В 1969 году советские физики Рашид Сюняев и Яков Зельдович теоретически исследовали взаимодействие реликтового излучения с горячим межгалактическим газом. Они предсказали, что свободные электроны с температурой в десятки миллионов градусов будут обратно рассеивать фотоны CMB, повышая их энергию. Так возникает тепловой эффект Сюняева–Зельдовича: он дает характерный спектр, меняющий знак на частоте около 217 ГГц. Первое надёжное наблюдение состоялось в 1983 году для скопления A665. Сегодня спутник «Планк» и наземные телескопы (SPT, ACT) регистрируют тысячи скоплений, включая самые далёкие, именно по их СЗ-отпечатку. Если скопление движется относительно космологического фона, добавляется кинетический эффект — простой сдвиг яркостной температуры без изменения формы спектра.
Как работает
Астрономы сканируют небо на нескольких частотах и выделяют характерную спектральную сигнатуру теплового эффекта Сюняева–Зельдовича. Поскольку величина эффекта не тускнеет с расстоянием (в отличие от оптической или рентгеновской яркости), метод позволяет обнаруживать скопления на колоссальных удалениях. Дополнительный кинетический эффект, вызванный движением скопления как целого, даёт возможность измерить его лучевую скорость и через статистику скоростей оценить постоянную Хаббла.
💡 Знаменитое скопление «Пуля» (Bullet Cluster) стало символом тёмной материи: совмещение карт гравитационного линзирования, рентгеновского излучения и СЗ-эффекта показало, что горячий газ (обычная материя) отстаёт от гравитирующей массы, а СЗ-сигнал чётко очерчивает распределение давления газа, подтверждая картину.
y = \int \frac{k T_e}{m_e c^2} n_e \sigma_T dl
y — безразмерный параметр, характеризующий вклад теплового СЗЭ; k — постоянная Больцмана (≈ 1.38×10⁻²³ Дж/К); T_e — электронная температура (К); m_e — масса электрона (≈ 9.11×10⁻³¹ кг); c — скорость света (≈ 3×10⁸ м/с); n_e — концентрация электронов (м⁻³); σ_T — томсоновское сечение рассеяния (≈ 6.65×10⁻²⁹ м²); dl — элемент длины вдоль луча зрения (м).
\frac{\Delta T}{T_0} = y \left( x \coth\frac{x}{2} - 4 \right)
ΔT — измеряемое изменение яркостной температуры (К); T_0 ≈ 2.725 К — средняя температура CMB; y — комптонизационный параметр; x = hν / (k T_0) — безразмерная частота; ν — частота излучения (Гц); h — постоянная Планка (≈ 6.63×10⁻³⁴ Дж·с); k — постоянная Больцмана; coth — гиперболический котангенс.