スニヤエフ・ゼルドビッチ効果

スニヤエフ・ゼルドビッチ効果（スニヤエフ・ゼルドビッチこうか、、SZ効果 あるいは SZE）またはスニャーエフ・ゼルドビッチ効果は、宇宙マイクロ波背景放射 (Cosmic Microwave Background radiation ; CMB) の光子が銀河団を通過するときに、高エネルギーの電子(典型的には電子温度で数keV) によって散乱され、CMBのスペクトルがやや高エネルギー側にずれる現象。観測されたCMBスペクトルのずれは、宇宙の密度摂動を検出するのに利用されている。この効果を用いることにより、いくつかの密度の高い銀河団が観測されている。
概要.
スニヤエフ・ゼルドビッチ効果は、さらに次のように分類できる。
ラシード・スニャーエフ(Rashid Sunyaev) と ヤーコフ・ゼルドビッチ(Yakov Zel'dovich) がこの効果の存在を予測し、1969年、1972年、1980年に調査を実施した。この効果は、主要な宇宙物理学的、宇宙論的関心事となっており、ハッブル定数を決定する上でも大きな助けとなることが期待されている。銀河団に起因するこの効果を、通常の密度摂動に起因するものから区別するために、電磁スペクトル依存性と、CMB変動の空間的依存性の双方が用いられる。CMBデータの、より高い角度分解能（高次の項を含む）での解析においては、この効果を考慮に入れる必要がある。この効果自体の研究としては、ボルツマン方程式を用い、CMB光子と電子の2回散乱(2回逆コンプトン散乱)を考慮した熱的効果が計算されている。
現在の研究は、この効果が銀河団間のプラズマによって、どのようにして生ずるかというモデリングと、ハッブル定数の評価へのこの効果の利用、背景放射のゆらぎの角度平均統計における異なる成分の分離、といったところに焦点を当てている。この理論における、熱的効果とキネティック効果のデータを得るため、流体力学的な構造形成シミュレーションが研究されている。
この効果の振幅の小ささと、観測エラーとの混同、CMB温度ゆらぎなどの要因のため、観測は容易ではない。しかし、この効果は散乱効果であるので、その強度は赤方偏移に依存しない。これは非常に重要な点であり、この方法によって、高い赤方偏移を受けた銀河団を、低い赤方偏移の場合と同様に、容易に検知できるということを意味する。高い赤方偏移を受けた銀河団の検出を容易にしている、別の要因は角直径・赤方偏移関係である： 統計的に角直径を赤方偏移の関数と見なした場合、赤方偏移 z = 0.3 〜 2 では、角直径の変化は小さい。つまり、この範囲の赤方偏移を持つ銀河団は、視野内で同じようなサイズを持つということである。この効果によって発見された銀河団を、宇宙論パラメーターの決定に用いる方法は
Barbosa らによって示されている (1996)。これは、今後予定されているサーベイ (SPT, ACT, プランク)で得られるであろうダークエネルギーの力学を理解するうえで参考になるであろう。