Рис. 1. Группа скоплений галактик MACS J0717.5+3745 в оптическом диапазоне. Желтыми кругами показаны четыре скопления, из которых она состоит. Белые контуры показывают температуру газа в скоплении по данным рентгеновского телескопа «Чандра». По горизонтальной оси указано прямое восхождение, по вертикальной — склонение. Изображение из статьи 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 ученых, работавших на эксперименте NIKA, впервые получила изображение распределения скорости газа при слиянии нескольких скоплений галактик. Чтобы добиться этих результатов, команда эксперимента построила, протестировала и ввела в эксплуатацию уникальную установку, возможности которой позволили впервые зафиксировать кинетический эффект Сюняева — Зельдовича. Ключевым стало использование детекторов на кинетической индуктивности (KID) в качестве датчиков сигнала. Эта технология открывает новые возможности для исследования формирования галактических скоплений — основных элементов крупномасштабной структуры Вселенной.

С точки зрения космологии облик Вселенной определяется распределением наиболее крупных ее структур — скоплений галактик. Они начали формироваться практически сразу после Большого взрыва. На самом деле — и это немного противоречит названию — собственно галактики составляют всего лишь несколько процентов массы скоплений. Почти 85% массы скоплений — это темная материя, а еще 12% заняты горячим ионизированным газом. Поэтому формирование скоплений в первую очередь определяется гравитационным притяжением темной материи. Газ и галактики лишь следуют за гравитационным потенциалом, который зависит прежде всего от распределения темной материи, но зато они дают нам всю наблюдательную информацию.

Формирование крупных скоплений зачастую сопровождается столкновениями подскоплений и групп галактик. Это самые энергичные (по полной энергии) события во Вселенной после Большого взрыва. Понимание их физики чрезвычайно важно, чтобы разобраться в деталях формирования структуры Вселенной. А для этого необходимо измерение скоростей скоплений галактик. Классический метод, основанный на данных по красному смещению, позволяет вычислять скорости объектов, но для него дополнительно требуется независимое измерение расстояния до объекта. Поэтому применимость этого метода ограничена местной областью Вселенной, так как его погрешность растет с расстоянием.

Кинетический эффект Сюняева — Зельдовича

Существует другой способ, позволяющий измерять скорости скоплений галактик напрямую, который к тому же не так сильно зависит от расстояния. Он основан на кинетическом эффекте Сюняева — Зельдовича.

Сперва поясним, что такое термический эффект Сюняева — Зельдовича (в литературе его обычно называют просто эффектом Сюняева — Зельдовича). Этот эффект состоит в изменении частоты фотонов реликтового излучения при их столкновении с энергичными электронами в межзвездном газе (процесс обратного комптоновского рассеяния). В результате такого рассеяния фотоны приобретают дополнительную энергию (электроны как бы «дают пинка» фотонам), и их частота увеличивается. Сами электроны имеют большую энергию за счет высокой температуры горячего газа в скоплении (который, в свою очередь, может разогреваться при адиабатическом сжатии под действием сил гравитации, а также в процессах столкновения галактик и/или облаков межгалактического вещества). Эффект наблюдают при сравнении карт реликтового излучения на разных частотах микроволновой части спектра: на частоте пика реликтового излучения (около 160 ГГц) в направлении скопления с большим количеством газа наблюдается локальный минимум интенсивности, а на более высоких частотах (около 400 ГГц и выше) — наоборот, повышение интенсивности (рис. 2).

Рис. 2. Термический эффект Сюняева — Зельдовича для скопления Abell 2256. Слева направо показаны карты одной и той же области неба на частотах 100, 143, 217, 353 и 545 ГГц. Видно, что газ в скоплении «забирает» фотоны из реликтового излучения на низких частотах и переносит их в область высоких частот. Посередине, на частоте 217 ГГц, эффект нулевой. Рисунок из статьи T. Kitayama, 2012. Cosmological and Astrophysical Implications of the Sunyaev-Zel’dovich Effect

Кинетический эффект Сюняева — Зельдовича отличается от термического тем, как именно электроны в газе получили свою достаточно большую энергию: если в термическом эффекте это высокая температура газа, то в кинетическом эффекте это общее движение скопления (или его части). Кинетический эффект обычно оказывается много слабее термического и может быть сравним с ним, только если скорость движения газа достигает нескольких десятых процента от скорости света (порядка 1000 км/с и выше). Регистрация кинетического эффекта Сюняева — Зельдовича предъявляет высокие требования к угловому разрешению и чувствительности наблюдательных приборов.

Детекторы на кинетической индуктивности (KID)

Такие свойства сочетают в себе инструменты NIKA (The New IRAM KIDs Array) и NIKA2 30-метрового телескопа IRAM в Испании (рис. 3). NIKA, работавший в 2014–2015 годах, был прототипом для намного большего по размерам и лучшего по характеристикам инструмента NIKA2, который заступил на смену в 2016 году. Самая необычная, даже, можно сказать, отличительная, черта обоих инструментов — применение детекторов типа KID (что даже вынесено в их название). KID-детекторы (kinetic inductance detector, детектор на кинетической индуктивности) — это сверхпроводящие резонаторы, обычно изготовляемые из тонких металлических пленок, которые изменяют свои электромагнитные свойства при облучении микроволновым излучением. Это многообещающая технология, которая в будущем, скорее всего, заменит современные болометрические детекторы, в которых измеряется изменение электрического сопротивления тела детектора под воздействием излучения.

Рис. 3. Миллиметровый радио телескоп IRAM с радиусом главного зеркала 30 м, расположенный в Сьерра-Неваде в Испании. Приходящее из космоса излучение фокусируется большим зеркалом на вторичном зеркале, которое расположено на четырех опорах над фокальной точкой, и далее посылается через отверстие в центре главного зеркала в принимающую аппаратуру. Фото с сайта en.wikipedia.org

Кратко принцип работы KID-детектора можно описать так. Тело такого детектора представляет собой небольшую тонкую пластинку сверхпроводника, через которую пропускают переменный ток. При переменном токе сверхпроводник эффективно действует как катушка индуктивности. Детектор включают в колебательный контур, как показано слева на рис. 4. Если на детектор падает излучение, то его индуктивность меняется. Само значение индуктивности меняется очень слабо, но если настроить частоту тока на резонанс контура, то любое изменение индуктивности вызывает выход из резонанса и изменение фазы возбуждающего тока, то есть даже слабое излучение, падающее на детектор, вызывает легко регистрируемый сигнал. Более того, детекторы, расположенные матрицей на фокальной плоскости, могут быть настроены на разные резонансные частоты и подключены к одной считывающей линии. При этом один усилитель может принимать сигнал от 10³–10⁴ детекторов, что сильно упрощает экспериментальную установку. В настоящее время основная техническая проблема — именно ограничение на количество детекторов (современные болометрические детекторы тоже можно «повесить» на один усилитель, но всего лишь порядка сотни). Технология KID позволяет создавать большие фокальные плоскости с огромным количеством детекторов, что в будущем приведет к значительному увеличению точности измерений.

Рис. 4. Слева: резонансный контур с детектором (катушка на схеме) схематически показан как колебательный контур, подключенный к цепи через конденсатор. Попадание фотона (hν) на детектор приводит к изменению индуктивности. В середине: график мощности, необходимой для возбуждения колебаний в контуре с детектором в зависимости от частоты f. Резонанс находится на частоте f0. Когда на детектор попадает излучение, частота резонанса меняется на  δf. При этом фаза пробного сигнала (справа), пропускаемого через контур, изменяется на  δθ. Рисунок из статьи Peter K. Day et al., 2003. A broadband superconducting detector suitable for use in large arrays

Экспериментальная установка

Оба инструмента — и NIKA, и NIKA2 — рассчитаны на прием астрономических сигналов на частотах 150 и 260 ГГц. Луч света разделяется дихроиком (это оптический элемент, который отражает свет на одной частоте и пропускает на другой) на соответствующие частоты и направляется на две фокальные плоскости (в случае NIKA2 — три) покрытые KID-детекторами (рис. 5). В установке NIKA каждая фокальная плоскость имела примерно по 100 детекторов (так как это тестовая установка, число детекторов менялось от сеанса к сеансу). NIKA2 имеет три фокальных плоскости: одну для канала 150 ГГц и две для канала 260 ГГц; на каждой плоскости более 1000 детекторов. Две фокальные плоскости необходимы для наблюдения поляризации сигнала: сигнал разделяется пополам поляризационной решеткой, затем каждая составляющая поляризации направляется на свою фокальную плоскость. Полный угол обзора составляет 2,2 угловых минуты, а разрешение — 12,3 угловых секунды (соответственно, 18,1) для канала 150 ГГц (260 ГГц).

Рис. 5. Схема экспериментальной установки NIKA-2. Ход луча света показан желтыми стрелками. Он проходит через входное окно, попадает на дихроик, где разделяется на каналы 150 ГГц (идет вниз) и 260 ГГц (идет вправо). 150 ГГц канал (длина волны около 2 мм) фокусируется на своей фокальной плоскости, а 260 ГГц канал (длина волны около 1 мм) разделяется на две части на поляризационной решетке. По всему пути луча имеются преломляющие оптические элементы для его фокусировки. Рисунок из статьи A. Monfardini et al., 2014. Latest NIKA results and the NIKA-2 project

Двухчастотный подход в принципе позволяет фиксировать сразу обе составляющие эффекта Сюняева — Зельдовича при наблюдении галактических скоплений. Но так как наблюдение кинетического эффекта является более востребованным и так как NIKA показал великолепную чувствительность к этому эффекту, было решено в первую очередь сосредоточиться на нем. Для измерений был выбран самый примечательный из известных объектов — огромное скопление MACS J0717.5+3745, удаленное на 5,4 млрд световых лет от нас (красное смещение 0,55). Важно, что это скопление уже неоднократно было исследовано другими методами, так как перепроверка ранее полученных результатов необходима при измерении любого эффекта в новом эксперименте.

Рис. 6. Сборное изображение группы скоплений галактик MACS J0717.5+3745. Зеленым цветом показаны галактики по данным космического телескопа «Хаббл». Красные пятна — плотность газа по данным рентгеновского телескопа «Чандра». Красные круги A, B, C и D — скопления галактик, образующие группу. Синие пятна — давление электронного газа, желтые контуры — сигнал по кинетическому эффекту Сюняева — Зельдовича (сплошные контуры — положительный эффект, то есть газ движется на нас, пунктирные контуры — отрицательный эффект); оба этих распределения получены инструментом NIKA. Эта группа скоплений находится от нас примерно в 5,4 миллиардах световых лет. Ее размер— около 5 миллионов световых лет. Изображение с сайта lpsc.in2p3.fr

Данные, представленные в обсуждаемой статье, согласуются с предыдущими наблюдениями этого скопления, а из-за существенно лучшего углового разрешения и высокой чувствительности NIKA их значимость больше. Они были набраны в течение двух коротких сеансов в феврале 2014 года и в январе–феврале 2015 года. Общее время наблюдений составило чуть больше 13 часов. Полученные карты интенсивности излучения по обоим каналам показаны на рис. 7.

Рис. 7. Карты эксперимента NIKA по частотам 150 ГГц (слева) и 260 ГГц (справа) для группы скоплений MACS J0717.5+3745. Кругами обозначены скопления A, B, C и D. Сплошными контурами показана значимость сигнала в единицах стандартного отклонения (σ) с шагом 2σ, начиная от ±2σ. Разрешение карты показано белым кружком в левом нижнем углу (то есть NIKA не может отличить два источника сигнала, попавших внутрь такого кружочка, от одного). Рисунок из обсуждаемой статьи в Astronomy & Astrophysics

Картография эффекта Сюняева — Зельдовича подразумевает измерение интегрального количества движения газа вдоль луча зрения по отношению к неподвижному реликтовому излучению. В случае чисто термического эффекта ожидается, что сигнал будет распределен в пространстве одинаково на всех частотах (как это видно, например, на рис. 2). Однако в данных, полученных NIKA, это очевидно не так, и разница обуславливается кинетическим эффектом (рис. 8). Данные показывают, что два из составляющих MACS J0717.5+3745 скоплений, которые обозначены на рисунках буквами B и С, очень быстро движутся навстречу друг другу и вскоре (по космическим меркам, конечно) столкнутся.

Рис. 8. Термический (слева) и кинетический (справа) эффекты Сюняева — Зельдовича в направлении группы скоплений MACS J0717.5+3745. Разными цветами обозначен параметр y, определяющий мощность эффекта Сюняева — Зельдовича (шкалы справа от рисунков). Сплошные контуры показывают значимость фиксируемого эффекта в единицах стандартного отклонения (σ), начиная от ±2σ. Разрешение карты показано белым кружком в левом нижнем углу. Точечные источники, которые потенциально могут влиять на реконструкцию сигнала, обозначены светлыми пунктирными кругами. Рисунок из обсуждаемой статьи в Astronomy & Astrophysics

Систематические эффекты в измерениях

Подчеркнем еще раз, что даже простое наблюдение кинетического эффекта Сюняева — Зельдовича является большим достижением. При этом были учтены фоновые сигналы, такие как реликтовое излучение, излучение нашей Галактики, распределенные источники радиоизлучения — как ассоциирующиеся с самим изучаемым скоплением галактик, так и прочие попавшие в поле видимости NIKA, а также точечные и распределенные источники субмиллиметрового диапазона, которые значительно загрязняют сигнал даже в канале 150 ГГц (длина волны 2 мм).

В статье обсуждаются и систематические эффекты, влияющие на наблюдения. Например, это абсолютная калибровка данных NIKA по каждой фокальной плоскости. Раскалибровка по абсолютной шкале приводит к неправильному учету весов для данных с каждой фокальной плоскости, что прямо влияет на реконструкцию сигнала кинетического эффекта. Эта ошибка оценивается на уровне не более 10% от самого сигнала и слабо снижает значимость наблюдения. Другие систематические эффекты, вроде того что NIKA наблюдает только часть небосвода, не влияют на качество результатов.

Измерение скоростей скоплений

Измерение кинетического эффекта Сюняева — Зельдовича — это только первый этап. Второй, не менее трудный, — определить распределение скоростей газа в скоплении. Данные показывают отрицательный кинетический эффект в области скопления B, то есть оно движется от нас относительно неподвижного реликтового излучения (положительная скорость в направлении луча зрения), и положительный эффект в области скопления C, которое, соответственно, движется на нас (отрицательная скорость в направлении луча зрения).

Однако точное измерение скорости подразумевает ее вычленение из сигнала, для чего необходимы данные по интегральной плотности газа вдоль луча зрения. Для этого распределение газа в скоплении моделируется в терминах электронной плотности. Модель плотности, показанная на рис. 9 вверху слева, использует только данные NIKA по термическому эффекту Сюняева — Зельдовича. Модель, показанная вверху справа, учитывает дополнительные ограничения на температуру газа, полученные по данным орбитальных рентгеновских телескопов XMM-Newton и «Чандра». То есть результаты определения скорости газа в скоплении зависят от использованной модели скопления. В частности, авторы указывают, что любая ошибка в моделировании плотности газа отражается на определении оптической глубины, которая сильно коррелирует с определяемой скоростью газа.

Рис. 9. Сверху: модели плотности газа в группе скоплений в единицах оптической глубины. Снизу: результаты применения моделей к данным NIKA для оценки скорости газа вдоль луча зрения в км/c. Рисунок из обсуждаемой статьи в Astronomy & Astrophysics

Результаты применения модели показаны на рис. 9, внизу. Видно, что, несмотря на разницу между использованными моделями, оценки скорости газа согласуются по крайней мере по пространственному распределению. Тем не менее о точном определении скорости говорить пока рано, так как, например, результаты по скорости скопления B разнятся по крайней мере вдвое. Предстоит проанализировать еще много скоплений, чтобы понять, какой подход к моделированию и какая стратегия анализа лучше.

Источник: 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. (Cтатья доступна так же как arXiv:1606.07721.)

Михаил Столповский