Efecto Siunyáiev-Zeldóvich

El efecto Siunyáiev-Zeldóvich (efecto SZ) es el resultado de la interacción de la radiación de fondo, con electrones libres a una temperatura mayor a la de su entorno. Esta interacción se da en las grandes estructuras del universo como los supercúmulos o cúmulos galácticos. Teniendo como resultado neto un corrimiento al azul en el espectro del CMB.

Los físicos Rashid Siunyáiev (1943) y Yákov Zeldóvich (1914-1987) predijeron este efecto y dirigieron investigaciones tendentes a confirmarlo en 1969, 1972 y 1980.

La densidad electrónica ${displaystyle N_{e}}$ en un cúmulo galáctico a una temperatura entre ${displaystyle 10^{7}}$K y ${displaystyle 10^{9}}$K producen una dispersión en la radiación de fondo. El efecto neto de esta dispersión es, por un lado, la disminución de intensidad en el CMB antes de los 220 GHz y un aumento en la intensidad registrada después de los 220 GHz. Este efecto hace ver en algunos casos regiones del CMB más frías (150 GHz), regiones homogéneas (220 GHz) y regiones más calientes (275 GHz). Si por ejemplo se hace un censo a 275 GHz de la radiación de fondo, se observaran regiones mucho más calientes que el promedio, descubriendo así las estructuras de los cúmulos galácticos, estas variaciones no tienen nada que ver con las fluctuaciones de densidad del CMB.

Debido a que este fenómeno es independiente del corrimiento al rojo, se puede calcular la distancia a la que se encuentra el cúmulo a partir del efecto S-Z y la emisión en rayos X producido por el bremsstrahlung.

Si se supone que el cúmulo es esférico y está a una distancia D, con un diámetro angular ${displaystyle heta approx 0}$ y con un diámetro L, entonces:

${displaystyle D={frac {L}{2 heta }}}$

el ángulo ${displaystyle heta }$ se puede obtener de las imágenes que sufren el efecto S-Z. Para obtener el diámetro L, se usa lo siguiente: se sabe que la emisión bremsstrahlung en rayos X es:

${displaystyle I_{x}propto LN_{e}^{2}}$

y por el efecto S-Z que:

${displaystyle {frac {Delta T_{SZ}}{T_{CMB}}}propto LN_{e}}$

donde:

${displaystyle I_{x}=Lleft({frac {Delta T_{SZ}}{LT_{CMB}}} ight)^{2}}$

${displaystyle L={frac {1}{I_{x}}}left({frac {Delta T_{SZ}}{T_{CMB}}} ight)^{2}}$

así, la distancia es:

${displaystyle D={frac {Delta T_{SZ}^{2}}{2I_{x} heta }}T_{CMB}^{2}}$

Este método es independiente del corrimiento al rojo, dando un parámetro más, para encontrar la constante de Hubble.