NIKA виміряв кінетичний ефект Сюняєва — Зельдовича при злитті скупчень галактик

Ріс. 1. Група скупчень галактик MACS J0717.5 + 3745 в оптичному діапазоні. Жовтими колами показано чотири скупчення, з яких вона складається. Білі контури показують температуру газу в скупченні за даними рентгенівського телескопа «Чандра». По горизонтальній осі вказано пряме сходження, по вертикальній — схиляння. Зображення зі статті C.-J. Ma et al., 2013. An X-Ray/Optical Study of the Complex Dynamics of the Core of the Massive Intermediate-Redshift Cluster MACS J0717.5+3745

Команда вчених, які працювали на експерименті NIKA, вперше отримала зображення розподілу швидкості газу при злитті декількох скупчень галактик. Щоб домогтися цих результатів, команда експерименту побудувала, протестувала і ввела в експлуатацію унікальну установку, можливості якої дозволили вперше зафіксувати кінетичний ефект Сюняєва — Зельдовича. Ключовим стало використання детекторів на кінетичній індуктивності (KID) як датчиків сигналу. Ця технологія відкриває нові можливості для дослідження формування галактичних скупчень — основних елементів великомасштабної структури Всесвіту.

З точки зору космології вигляд Всесвіту визначається розподілом найбільш великих його структур — скупчень галактик. Вони почали формуватися практично відразу після Великого вибуху. Насправді — і це трохи суперечить назві — власне галактики становлять лише кілька відсотків маси скупчень. Майже 85% маси скупчень — це темна матерія, а ще 12% зайняті гарячим іонізованим газом. Тому формування скупчень в першу чергу визначається гравітаційним тяжінням темної матерії. Газ і галактики лише йдуть за гравітаційним потенціалом, який залежить насамперед від розподілу темної матерії, але зате вони дають нам всю спостережну інформацію.

Формування великих скупчень часто супроводжується зіткненнями підскупчень і груп галактик. Це найбільш енергійні (по повній енергії) події у Всесвіті після Великого вибуху. Розуміння їхньої фізики надзвичайно важливо, щоб розібратися в деталях формування структури Всесвіту. А для цього необхідний вимір швидкостей скупчень галактик. Класичний метод, заснований на даних червоного зміщення, дозволяє обчислювати швидкості об’єктів, але для нього додатково потрібен незалежний вимір відстані до об’єкта. Тому застосовність цього методу обмежена місцевою областю Всесвіту, оскільки його похибка зростає з відстанню.

Кінетичний ефект Сюняєва — Зельдовича

Існує інший спосіб, що дозволяє вимірювати швидкості скупчень галактик безпосередньо, який до того ж не так сильно залежить від відстані. Він заснований на кінетичному ефекті Сюняєва — Зельдовича.

Спершу пояснимо, що таке термічний ефект Сюняєва — Зельдовича (в літературі його зазвичай називають просто ефектом Сюняєва — Зельдовича). Цей ефект полягає в зміні частоти фотонів реліктового випромінювання при їх зіткненні з енергійними електронами в міжзоряному газі (процес зворотного комптонівського розсіювання). В результаті такого розсіювання фотони купують додаткову енергію (електрони як би «дають стусана» фотонам), і їх частота збільшується. Самі електрони мають велику енергію за рахунок високої температури гарячого газу в скупченні (який, у свою чергу, може розігріватися при адіабатичному стисненні під дією сил гравітації, а також у процесах зіткнення галактик і/або хмар міжгалактичної речовини). Ефект спостерігають при порівнянні карт реліктового випромінювання на різних частотах мікрохвильової частини спектра: на частоті піку реліктового випромінювання (близько 160 ГГц) у напрямку скупчення з великою кількістю газу спостерігається локальний мінімум інтенсивності, а на більш високих частотах (близько 400 ГГц і вище) — навпаки, підвищення інтенсивності (рис. 2).

Ріс. 2. Термічний ефект Сюняєва — Зельдовича для скупчення Abell 2256. Зліва направо показано карти однієї області неба на частотах 100, 143, 217, 353 і 545 ГГц. Видно, що газ у скупченні «забирає» фотони з реліктового випромінювання на низьких частотах і переносить їх в область високих частот. Посередині, на частоті 217 ГГц, ефект нульовий. Малюнок зі статті T. Kitayama, 2012. Cosmological and Astrophysical Implications of the Sunyaev-Zel’dovich Effect

Кінетичний ефект Сюняєва — Зельдовича відрізняється від термічного тим, як саме електрони в газі отримали свою досить велику енергію: якщо в термічному ефекті це висока температура газу, то в кінетичному ефекті це загальний рух скупчення (або його частини). Кінетичний ефект зазвичай виявляється багато слабшим термічного і може бути порівняний з ним, тільки якщо швидкість руху газу досягає декількох десятих відсотка від швидкості світла (близько 1000 км/с і вище). Реєстрація кінетичного ефекту Сюняєва — Зельдовича висуває високі вимоги до кутового вирішення і чутливості спостережних приладів.

Детектори на кінетичній індуктивності (KID)

Такі властивості поєднують в собі інструменти NIKA (The New IRAM KIDs Array) і NIKA2 30-метрового телескопа IRAM в Іспанії (рис. 3). NIKA, який працював у 2014-2015 роках, був прототипом для набагато більшого за розмірами і кращого за характеристиками інструменту NIKA2, який заступив на зміну в 2016 році. Найбільш незвичайна, навіть, можна сказати, відмінна, риса обох інструментів — застосування детекторів типу KID (що навіть винесено в їх назву). KID-детектори (kinetic inductance detector, детектор на кінетичній індуктивності) — це надпровідні резонатори, зазвичай виготовляються з тонких металевих плівок, які змінюють свої електромагнітні властивості при опроміненні мікрохвильовим випромінюванням. Це багатообіцяюча технологія, яка в майбутньому, швидше за все, замінить сучасні болометричні детектори, в яких вимірюється зміна електричного опору тіла детектора під впливом випромінювання.

Ріс. 3. Міліметровий радіо телескоп IRAM з радіусом головного дзеркала 30 м, розташований в Сьєрра-Неваді в Іспанії. Припадає з космосу випромінювання фокусується великим дзеркалом на вторинному дзеркалі, яке розташоване на чотирьох опорах над фокальною точкою, і далі посилається через отвір в центрі головного дзеркала в приймаючу апаратуру. Фото з сайту en.wikipedia.org

Коротко принцип роботи KID-детектора можна описати так. Тіло такого детектора являє собою невелику тонку платівку надпровідника, через яку пропускають змінний струм. При змінному струмі надпровідник ефективно діє як котушка індуктивності. Детектор включають у коливальний контур, як показано ліворуч на рис. 4. Якщо на детектор падає випромінювання, то його індуктивність змінюється. Саме значення індуктивності змінюється дуже слабко, але якщо налаштувати частоту струму на резонанс контуру, то будь-яка зміна індуктивності викликає вихід з резонансу і зміну фази збуджувального струму, тобто навіть слабке випромінювання, що падає на детектор, викликає легко реєстрований сигнал. Більш того, детектори, розташовані матрицею на фокальній площині, можуть бути налаштовані на різні резонансні частоти і підключені до однієї зчитувальної лінії. При цьому один підсилювач може приймати сигнал від 10³-10⁴ детекторів, що сильно спрощує експериментальну установку. В даний час основна технічна проблема — саме обмеження на кількість детекторів (сучасні болометричні детектори теж можна «повісити» на один підсилювач, але всього лише близько сотні). Технологія KID дозволяє створювати великі фокальні площини з величезною кількістю детекторів, що в майбутньому призведе до значного збільшення точності вимірювань.

Ріс. 4. Ліворуч: резонансний контур з детектором (котушка на схемі) схематично показаний як коливальний контур, підключений до ланцюга через конденсатор. Потрапляння фотона (h^) на детектор призводить до зміни індуктивності. У середині: графік потужності, необхідної для збудження коливань в контурі з детектором залежно від частоти f. Резонанс знаходиться на частоті f₀. Коли на детектор потрапляє випромінювання, частота резонансу змінюється на ^ f. При цьому фаза пробного сигналу (праворуч), що пропускається через контур, змінюється на. Малюнок зі статті Peter K. Day et al., 2003. A broadband superconducting detector suitable for use in large arrays

Експериментальна установка

Обидва інструменти — і NIKA, і NIKA2 — розраховані на прийом астрономічних сигналів на частотах 150 і 260 ГГц. Промінь світла розділяється дихроїком (це оптичний елемент, який відображає світло на одній частоті і пропускає на інший) на відповідні частоти і направляється на дві фокальні площини (у разі NIKA2 — три) покриті KID-детекторами (рис. 5). В установці NIKA кожна фокальна площина мала приблизно по 100 детекторів (оскільки це тестова установка, число детекторів змінювалося від сеансу до сеансу). NIKA2 має три фокальних площини: одну для каналу 150 ГГц і дві для каналу 260 ГГц; на кожній площині понад 1000 детекторів. Дві фокальні площини необхідні для спостереження поляризації сигналу: сигнал поділяється навпіл поляризаційною решіткою, потім кожна складова поляризації спрямовується на свою фокальну площину. Повний кут огляду становить 2,2 кутових хвилини, а роздільна здатність — 12,3 кутових секунди (відповідно, 18,1) для каналу 150 ГГц (260 ГГц).

Ріс. 5. Схема експериментальної установки NIKA-2. Хід променя світла показаний жовтими стрілками. Він проходить через вхідне вікно, потрапляє на дихроїк, де розділяється на канали 150 ГГц (йде вниз) і 260 ГГц (йде вправо). 150 ГГц канал (довжина хвилі близько 2 мм) фокусується на своїй фокальній площині, а 260 ГГц канал (довжина хвилі близько 1 мм) розділяється на дві частини на поляризаційній решітці. По всьому шляху променя є переломні оптичні елементи для його фокусування. Малюнок зі статті A. Monfardini et al., 2014. Latest NIKA results and the NIKA-2 project

Двошастотний підхід в принципі дозволяє фіксувати відразу обидві складові ефекту Сюняєва — Зельдовича при спостереженні галактичних скупчень. Але оскільки спостереження кінетичного ефекту є більш затребуваним і так як NIKA показав чудову чутливість до цього ефекту, було вирішено в першу чергу зосередитися на нім. Для вимірювань був обраний найбільш примітний з відомих об’єктів — величезне скупчення MACS J0717.5 + 3745, віддалене на 5,4 млрд світлових років від нас (червоне зміщення 0,55). Важливо, що це скупчення вже неодноразово було досліджено іншими методами, оскільки перевірка раніше отриманих результатів необхідна при вимірюванні будь-якого ефекту в новому експерименті.

Рис. 6. Збірне зображення групи скупчень галактик MACS J0717.5 + 3745. Зеленим кольором показані галактики за даними космічного телескопа «Хаббл». Червоні плями — щільність газу за даними рентгенівського телескопа «Чандра». Червоні кола A, B, C і D — скупчення галактик, що утворюють групу. Сині плями — тиск електронного газу, жовті контури — сигнал по кінетичному ефекту Сюняєва — Зельдовича (суцільні контури — позитивний ефект, тобто газ рухається на нас, пунктирні контури — негативний ефект); обидва цих розподілу отримані інструментом NIKA. Ця група скупчень знаходиться від нас приблизно в 5,4 мільярдах світлових років. Її розмір — близько 5 мільйонів світлових років. Зображення з сайту lpsc.in2p3.fr

Дані, представлені в обговорюваній статті, узгоджуються з попередніми спостереженнями цього скупчення, а через істотно кращий кутовий дозвіл і високу чутливість NIKA їх значимість більша. Їх набрали протягом двох коротких сеансів у лютому 2014 року і в січні-лютому 2015 року. Загальний час спостережень склав трохи більше 13 годин. Отримані карти інтенсивності випромінювання по обох каналах показані на рис. 7.

Ріс. 7. Карти експерименту NIKA за частотами 150 ГГц (ліворуч) і 260 ГГц (праворуч) для групи скупчень MACS J0717.5 + 3745. Кругами позначені скупчення A, B, C і D. Суцільними контурами показана значимість сигналу в одиницях стандартного відхилення (^) з кроком 2º, починаючи від ^ 2º. Роздільна здатність карти показана білим гуртком у лівому нижньому куті (тобто NIKA не може відрізнити два джерела сигналу, що потрапили всередину такого кружечка, від одного). Малюнок з обговорюваної статті в Astronomy & Astrophysics

Картографія ефекту Сюняєва — Зельдовича передбачає вимірювання інтегральної кількості руху газу вздовж променя зору по відношенню до нерухомого реліктового випромінювання. У разі суто термічного ефекту очікується, що сигнал буде розподілений в просторі однаково на всіх частотах (як це видно, наприклад, на рис. 2). Однак у даних, отриманих NIKA, це очевидно не так, і різниця обумовлюється кінетичним ефектом (рис. 8). Дані показують, що два зі складових MACS J0717.5 + 3745 скупчень, які позначені на малюнках літерами B і С, дуже швидко рухаються назустріч один одному і незабаром (за космічними мірками, звичайно) зіткнуться.

Ріс. 8. Термічний (ліворуч) і кінетичний (праворуч) ефекти Сюняєва — Зельдовича в напрямку групи скупчень MACS J0717.5 + 3745. Різними кольорами позначено параметр y, що визначає потужність ефекту Сюняєва — Зельдовича (шкали праворуч від малюнків). Суцільні контури показують значущість фіксованого ефекту в одиницях стандартного відхилення (порожній), починаючи від ^ 2º. Роздільна здатність карти показана білим кухлем у лівому нижньому куті. Точкові джерела, які потенційно можуть впливати на реконструкцію сигналу, позначені світлими пунктирними колами. Малюнок з обговорюваної статті в Astronomy & Astrophysics

Систематичні ефекти вимірювання

Підкреслимо ще раз, що навіть просте спостереження кінетичного ефекту Сюняєва — Зельдовича є великим досягненням. При цьому були враховані фонові сигнали, такі як реліктове випромінювання, випромінювання нашої Галактики, розподілені джерела радіовипромінювання — як галактик, що асоціюється з самим вивченим скупченням, так і інші потрапили в поле видимості NIKA, а також точкові і розподілені джерела субміліметрового діапазону, які значно забруднюють сигнал навіть у каналі 150 ГГц (довжина хвилі 2 мм).

У статті обговорюються і систематичні ефекти, що впливають на спостереження. Наприклад, це абсолютне калібрування даних NIKA по кожній фокальній площині. Розкалібрування за абсолютною шкалою призводить до неправильного обліку терезів для даних з кожної фокальної площини, що прямо впливає на реконструкцію сигналу кінетичного ефекту. Ця помилка оцінюється на рівні не більше 10% від самого сигналу і слабо знижує значимість спостереження. Інші систематичні ефекти, на зразок того, що NIKA спостерігає тільки частину небосводу, не впливають на якість результатів.

Вимірювання швидкостей скупчень

Вимірювання кінетичного ефекту Сюняєва — Зельдовича — це тільки перший етап. Другий, не менш важкий, — визначити розподіл швидкостей газу в скупченні. Дані показують негативний кінетичний ефект в області скупчення B, тобто воно рухається від нас відносно нерухомого реліктового випромінювання (позитивна швидкість в напрямку променя зору), і позитивний ефект в області скупчення C, яке, відповідно, рухається на нас (негативна швидкість в напрямку променя зору).

Однак точний вимір швидкості передбачає її вичленування з сигналу, для чого необхідні дані по інтегральній щільності газу вздовж променя зору. Для цього розподіл газу в скупченні моделюється в термінах електронної щільності. Модель щільності, показана на рис. 9 вгорі ліворуч, використовує тільки дані NIKA за термічним ефектом Сюняєва — Зельдовича. Модель, показана вгорі праворуч, враховує додаткові обмеження на температуру газу, отримані за даними орбітальних рентгенівських телескопів XMM-Newton і «Чандра». Тобто результати визначення швидкості газу в скупченні залежать від використаної моделі скупчення. Зокрема, автори вказують, що будь-яка помилка в моделюванні щільності газу відбивається на визначенні оптичної глибини, яка сильно корелює з визначеною швидкістю газу.

Ріс. 9. Зверху: моделі щільності газу в групі скупчень в одиницях оптичної глибини. Знизу: результати застосування моделей до даних NIKA для оцінки швидкості газу вздовж променя зору в км/с. Малюнок з обговорюваної статті в Astronomy & Astrophysics

Результати застосування моделі показано на рис. 9, внизу. Видно, що, незважаючи на різницю між використаними моделями, оцінки швидкості газу узгоджуються принаймні за просторовим розподілом. Проте про точне визначення швидкості говорити поки рано, так як, наприклад, результати по швидкості скупчення B різняться принаймні вдвічі. Належить проаналізувати ще багато скупчень, щоб зрозуміти, який підхід до моделювання і яка стратегія аналізу краще.

Джерело: R. Adam et al. Mapping the kinetic Sunyaev-Zel’dovich effect toward MACS J0717.5+3745 with NIKA // Astronomy & Astrophysics. 2017. V. 598. A115. DOI: 10.1051/0004-6361/201629182. (Стаття доступна так само як arXiv:1606.07721.)

Михайло Столповський