Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Телескоптар массиві
Array of telescopes
Калифорниядағы Суняев–Зелдович массиві (SZA) – бұл қазір жабық Миллиметрлік толқын астрономиясын зерттеудің біріккен массивінің (CARMA) құрамында жұмыс істеген сегіз 3,5 метрлік телескоптар массиві. Оның бастапқы мақсаты ғарыштық микротолқындық фонды (CMB) зерттеп, оның ұсақ масштабтағы анизотропияларын өлшеу және галактикалар шоқтарын табу болатын. Зерттеу 2007 жылы аяқталды, ал қазіргі кезде массив негізінен Суняев–Зелдович эффектісі арқылы шоқтарды сипаттау үшін қолданылады. SZA-да байқаулар 2005 жылдың сәуір айында басталды. Соңғы жылдардағы маңызды жаңалықтардың бірі – КМБ және суперноваларды зерттеу арқылы ғаламның кеңеюін үдетіп тұрған энергияның бір түрін анықтау болды. Қара материяға ұқсас, «қара энергия» деп аталатын бұл энергияның ғаламның энергия мазмұнының шамамен 70% құрайды деп есептеледі. Қара энергияны тікелей байқау мүмкін емес, бірақ оның негізгі қасиеттерін ғаламдағы құрылымның қалыптасуына тигізетін әсерінен анықтауға болады. Эколог жануарлар популяциясының уақыт өте қалай өзгергенін зерттеп, тамақ көзі туралы білуге болатындай, физиктер де қара энергия туралы ғаламның тұрғындарының статистикасын зерттеу арқылы біле алады – бұл жағдайда галактика шоқтары. SZA өз атауын галактика шоқтарын өлшеу әдісінен алды: CMB сәулесінің ыстық иондалған шоқ газынан өте келе шашырауы, яғни Суняев–Зелдович эффектісі (SZ эффектісі). Қысқасы, CMB – галактика шоқтарының көлеңкелерін көруге мүмкіндік беретін артқы жарық ретінде қолданылады. SZA шоқтың өзінен шыққан жарықты емес, оның көлеңкесін көретіндіктен, шоқтар алғаш пайда болған кезден бастап, олардың қызыл жылжуына тәуелсіз, жеткілікті үлкен шоқтарды өлшеуге қолданылады.
The Sunyaev–Zeldovich Array (SZA) in California is an array of eight 3.5 meter telescopes that was operated as part of the now closed Combined Array for Research in Millimeter wave Astronomy (CARMA). Its initial goals were to survey the cosmic microwave background (CMB) in order to measure its fine scale anisotropies and to find clusters of galaxies. The survey was completed in 2007, and the array is now used primarily to characterize clusters via the Sunyaev–Zeldovich effect. Observations commenced at the SZA in April 2005. One of the most important developments of the last few years has been the detection, through observations of the CMB and supernova studies, of a form of energy that is accelerating the expansion of the universe. Dubbed dark energy by analogy with dark matter, it is believed to account for roughly 70% of the universe's energy content. While dark energy cannot be observed directly, its basic properties can be inferred from its effect on structure formation in the universe. Just as an ecologist can learn about the food supply by studying how animal populations evolve with time, physicists can learn about dark energy by studying the population statistics of the universe's inhabitants—in this case, galaxy clusters. The SZA gets its name from the means by which it measures galaxy clusters: the scattering of CMB light as it passes through the hot ionized cluster gas, known as the Sunyaev–Zeldovich effect (SZ effect). In short, the CMB is used as a backlight against which galaxy clusters can be seen by the shadows they cast. Since the SZA sees the shadow rather than the light emitted by the cluster itself, it can be used to measure sufficiently large clusters nearly independently of their redshift, all the way back to the epoch at which clusters first began to form.
Тәжірибе
SZA 100-ден астам галактика шоғырларын көп толқынды ұзындықта бақылау үшін пайдаланылды, ол жеке және 2015 жылдың 3 сәуірінен бастап тоқтатылған Миллиметрлік толқын астрономиясын зерттеудің біріккен массиві (CARMA) құрамында қолданылды. 2005 жылдан 2007 жылға дейін SZA аспанның бірнеше бөлігін 31 ГГц (гигагерц) жиілігінде терең зерттеу жүргізді.
The SZA has been used for multi wavelength observations of over 100 galaxy clusters, both on its own and as a part of the Combined Array for Research in Millimeter wave Astronomy (CARMA), which was decommissioned after 3 April 2015. From 2005 to 2007, SZA undertook a deep 31 GHz (Gigahertz) survey of several patches of sky.
Құрал
SZA – бір ғана телескоп емес, 8 телескоптың интерферометр ретінде бірігіп жұмыс істейтін массиві. Интерферометр жарықты әдеттегі телескоптар сияқты, бір ыдыстың жинаған толық қуатын өлшеу арқылы емес, екі телескопқа түсетін жарықтың айырмашылықтарын қарастыру арқылы анықтайды. Су толқындары сияқты, жарық толқындары да бір-бірімен кедергілесе алады, нәтижесінде толқындар конструктивті кедергілескен жерде қарқындылықтың күрделі үлгісі пайда болады, ал деструктивті кедергілескен жерде қарқындылық жоғалады. Жарық көзі массивтің үстінен өтетін кезде интерферометр осы кедергі үлгісін анықтайды – содан аты да келген. Аспандағы көздің құрылымын кедергі үлгісінен, көлге тасталған тастың мөлшері мен пішінін оның қалдырған толқындарының үлгісінен анықтағандай, болжауға болады. Интерферометрдің туа біткен ажыратымдылығы жеке телескоптардың мөлшеріне емес (дәстүрлі бір телескоптардағыдай), олардың арақашықтығына байланысты. Үлкен арақашықтықтағы телескоптар жұбы кішкентай масштабтағы құрылымдарға сезімтал, ал қысқа арақашықтықтар аспандағы үлкен масштабтағы құрылымдарға сезімтал. 8 SZA телескопы шоғырлардан келетін (үлкен масштабтағы) SZ сигналына максималды сезімталдық беру үшін бір-біріне өте жақын орналасу үшін жеткілікті кішкентай. SZA CARMA массивіндегі басқа телескоптармен біріктірілгенде, олар ұзын арақашықтықтары мен кішкентай бұрыштық масштабтарының сезімталдығы арқасында галактика шоғырларының өте жоғары ажыратымдылықтағы толық суретін құрды.
The SZA is not a single telescope, but an array of 8 telescopes operating together as an interferometer. An interferometer does not detect light in quite the same way as an ordinary telescope, by measuring the total power collected by a single dish; instead, it looks at differences between the light falling on pairs of telescopes. Like water waves, light waves can interfere with each other, producing a complex pattern of intensity enhancements where the waves constructively interfere, and nulls where they destructively interfere. As light from a source washes over the array, an interferometer detects this interference pattern — hence the name. The source's structure on the sky can then be inferred from the interference pattern in much the same way that one might infer the size and shape of a stone thrown into a pond from the pattern of ripples left in its wake. The native resolution of an interferometer depends not on the size of the individual telescopes (as with a traditional single telescope), but on their separation. Pairs of telescopes with large separations provide sensitivity to small scale structure, while short spacings are sensitive to large scale structure on the sky. The 8 SZA telescopes are small enough to be placed very close together, which provides maximum sensitivity to the (large scale) SZ signal from clusters. When the SZA was combined with the other telescopes in the CARMA array, which had longer separations and were sensitive to finer angular scales, it formed a complete picture of galaxy clusters at very high resolution.