삭스-울프 효과

삭스-울프 효과(Sachs–Wolfe effect)는 라이너 K. 삭스와 아서 M. 울프의 이름을 따서 명명되었으며, 우주 마이크로파 배경 복사(CMB)의 특성으로, CMB의 광자들이 중력적으로 적색편이되어 CMB 스펙트럼이 불균일하게 나타나는 현상이다. 이 효과는 약 10도보다 큰 각도 규모에서 CMB의 요동을 일으키는 주요 원인이다.

 비통합 삭스-울프 효과 

비통합 삭스-울프 효과는 최종 산란면에서 발생하는 중력적색편이에 의해 발생한다. 이 효과는 최종 산란 당시 물질/에너지 밀도의 차이로 인해 하늘 전체에서 일정하지 않다.

 통합 삭스-울프 효과 

통합 삭스-울프(ISW) 효과 역시 중력적색편이에 의해 발생하지만, 최종 산란면과 지구 사이에서 발생하므로 원시 CMB의 일부가 아니다. 이는 우주의 에너지 밀도가 물질이 아닌 다른 것에 의해 지배될 때 발생한다. 만약 우주가 물질에 의해 지배된다면, 거대 규모의 중력 퍼텐셜 에너지 우물과 언덕은 크게 진화하지 않는다. 그러나 우주가 복사 또는 암흑 에너지에 의해 지배된다면, 이러한 퍼텐셜은 진화하여 통과하는 광자의 에너지를 미묘하게 변화시킨다.

ISW 효과에는 두 가지 기여가 있다. "초기" ISW는 (비통합) 삭스-울프 효과가 원시 CMB를 생성한 직후, 우주의 팽창에 영향을 줄 만큼 충분한 복사가 여전히 존재할 때 광자들이 밀도 요동을 통과하면서 발생한다. 비록 물리적으로 후기 ISW와 동일하지만, 관측 목적으로는 이를 유발하는 물질 요동이 사실상 탐지 불가능하므로 일반적으로 원시 CMB에 포함된다.

 후기 통합 삭스-울프 효과 

"후기" ISW 효과는 암흑 에너지 또는 우주상수가 우주의 팽창을 지배하기 시작하면서 우주 역사에서 비교적 최근에 발생한다. 불행히도 용어는 약간 혼란스럽다. 종종 "후기 ISW"는 밀도 섭동의 선형/1차 후기 ISW 효과를 암묵적으로 의미한다. 이 효과의 선형 부분은 물질만 있는 평평한 우주에서는 완전히 사라지지만, 암흑 에너지가 있는 우주에서는 효과의 고차 부분보다 지배적이다. 완전한 비선형 (선형 + 고차) 후기 ISW 효과, 특히 개별 거시공동과 은하단의 경우, 마틴 리스와 데니스 시아마가 다음 물리적 그림을 설명했기 때문에 때때로 리스-시아마 효과로 알려져 있다.

암흑 에너지로 인한 가속 팽창은 강한 대규모 퍼텐셜 우물(초은하단)과 언덕(거시공동)조차도 광자가 통과하는 시간 동안 붕괴시키다. 광자는 퍼텐셜 우물(초은하단)에 들어갈 때 에너지의 충격을 받으며, 우물이 늘어나고 얕아진 후에도 그 에너지의 일부를 유지한다. 마찬가지로, 광자는 거대 거시공동에 들어갈 때 에너지를 소모해야 하지만, 약간 감소된 퍼텐셜 언덕을 벗어날 때 모든 에너지를 되찾지는 못한다.

후기 ISW의 특징은 은하 밀도(제곱도당 은하 수)와 CMB 온도 사이의 비제로 교차 상관 함수이다. 이는 초은하단이 광자를 부드럽게 가열하는 반면, 거대 거시공동은 광자를 부드럽게 냉각시키기 때문이다. 이 상관관계는 중간에서 높은 유의성으로 감지되었다.

2008년 5월, 그라넷, 네이링크 & 자푸디는 후기 ISW가 SDSS 발광 적색 은하 목록에서 식별된 개별 거대 거시공동 및 초은하단에 고정될 수 있음을 보여주었다. 이들의 ISW 탐지는 거대 거시공동과 초은하단이 CMB에 미치는 국부적 ISW 효과를 추적한다. 그러나 이 국부적 탐지의 진폭은 예상보다 훨씬 크고 분석의 여러 가정에 의존하기 때문에 논란의 여지가 있다.

 같이 보기 

 수냐예프-젤도비치 효과
 우주 마이크로파 배경 스펙트럼 왜곡

 각주 

 외부 링크 
 샘 라로크, 통합 삭스-울프 효과. 시카고 대학교, 일리노이.
 아기아르, 파울로, 그리고 파울로 크로포드, 일부 비등방성 모델에서의 삭스-울프 효과. (PDF 형식)

 삭스-울프 효과 레벨 5.
 "암흑 에너지와 마이크로파 배경에 나타난 초대형 구조의 흔적", 그라넷, 네이링크 & 자푸디의 웹페이지.

분류:물리우주론