スニャエフ・ゼルドヴィチ陣地

スニャエフ・ゼルドヴィチ陣地

スニャエフ・ゼルドビッチ配列、2005 年秋、シエラネバダ東部のオーエンズバレー電波天文台で撮影。
場所	カリフォルニア州、太平洋諸州地域
座標	北緯37度13分58秒 西経118度17分46秒 / 北緯37.2327度、西経118.2961度 / 37.2327; -118.2961
組織	コロンビア大学マーシャル宇宙飛行センターオーエンズバレー電波天文台シカゴ大学
波長	31、100GHz（9.7、3.0mm）
望遠鏡の数	8
直径	3.5メートル（11フィート6インチ）
Webサイト	astro .uchicago .edu /research /sza .php
スニャエフ・ゼルドヴィッチアレイの位置
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カリフォルニア州にあるスニヤエフ・ゼルドビッチ・アレイ（SZA）は、8基の3.5メートル望遠鏡からなるアレイで、現在は閉鎖されているミリ波天文学研究のための複合アレイ（CARMA）の一部として運用されていました。当初の目的は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を調査し、その微細スケールの異方性を測定し、銀河団を発見することでした。調査は2007年に完了し、現在では主にスニヤエフ・ゼルドビッチ効果を用いて銀河団の特性を明らかにするために使用されています。SZAでの観測は2005年4月に開始されました。

ここ数年の最も重要な進歩の一つは、CMB観測と超新星研究を通じて、宇宙の膨張を加速させるエネルギー形態の検出です。暗黒物質との類推からダークエネルギーと呼ばれるこのエネルギーは、宇宙のエネルギー量の約70%を占めると考えられています。

ダークエネルギーは直接観測することはできませんが、宇宙の構造形成への影響​​からその基本的な特性を推測することができます。生態学者が動物の個体群が時間とともにどのように進化するかを研究することで食料供給について理解できるのと同様に、物理学者は宇宙の住人、この場合は銀河団の個体群統計を研究することでダークエネルギーについて理解することができます。

SZAの名称は、銀河団を測定する方法、すなわちCMB光が高温の電離した銀河団ガスを通過する際の散乱、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果（SZ効果）に由来しています。つまり、CMBをバックライトとして用い、その光に反射する影から銀河団を観測するのです。SZAは銀河団自体が発する光ではなく影を観測するため、十分に大きな銀河団であれば、その赤方偏移にほぼ依存せず、銀河団が最初に形成され始めた時代まで遡って測定することができます。

実験

SZAは、単独でも、2015年4月3日以降は廃止されたミリ波天文学研究用複合アレイ（CARMA）の一部としても、100を超える銀河団の多波長観測に使用されてきた。 ^{[ 1 ]} 2005年から2007年にかけて、SZAは空のいくつかの部分に対して31GHz（ギガヘルツ）の深い調査を実施した。

楽器

SZAは単一の望遠鏡ではなく、8台の望遠鏡が連携して干渉計として動作するアレイです。干渉計は、通常の望遠鏡のように単一のアンテナで集めた光の総量を測定するのではなく、2台の望遠鏡に当たる光の差を観測します。水の波のように、光波は互いに干渉し合い、波が建設的に干渉する部分では強度が増大し、破壊的に干渉する部分では強度がゼロになるという複雑なパターンを作り出します。

光源からの光がアレイに当たると、干渉計がこの干渉縞を検出します。これが干渉縞の名の由来です。この干渉縞から天空上の光源の構造を推測することができます。これは、池に投げ込んだ石が波紋のように残す様子から、その石の大きさや形を推測するのとほぼ同じです。

干渉計の本来の解像度は、個々の望遠鏡の大きさ（従来の単一望遠鏡の場合）ではなく、それらの間隔によって決まります。間隔の広い望遠鏡のペアは小規模な構造に感度を発揮し、間隔の狭い望遠鏡は天空の大規模な構造に感度を発揮します。8台のSZA望遠鏡は互いに非常に接近して配置できるほど小型であるため、銀河団からの（大規模な）SZ信号に対する感度が最大限に高まります。SZAを、間隔が長く、より微細な角度スケールに感度を持つCARMAアレイの他の望遠鏡と組み合わせることで、非常に高い解像度で銀河団の全体像を形成することができました。

参考文献

1. 「CARMA public pages」 . www.mmarray.org . 2020年5月27日閲覧。観測は2015年4月3日に終了し、観測所は閉鎖されました。廃止作業は完了しました。機器はすべての建物から撤去されました。アンテナの撤去は2015年6月16日に開始されました。